AU Microscopii - AU Microscopii

AU Microscopii

AU Microscopii, изображение в полосе J, 2MASS .
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
Созвездие	Микроскопиум
Прямое восхождение	20 ч 45 м 09,53147 с
Склонение	–31 ° 20 ′ 27,2425 ″
Видимая звездная величина  (V)	8,73
Характеристики
Спектральный тип	M1Ve
Индекс цвета U − B	1.01
Индекс цвета B − V	1,45
Тип переменной	Вспышка звезды
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )	–6,0 км / с
Собственное движение (μ)	RA:  +279.96  Мась / год декабрь .:  -360.61  Рождество / год
Параллакс (π)	100,91 ± 1,06  мс.
Расстояние	32,3 ± 0,3  св. Лет (9,9 ± 0,1  шт. )
Абсолютная звездная величина  (M V )	8,61
Подробности
Масса	0,50 ± 0,03  M ☉
Радиус	0,75 ± 0,03  R ☉
Яркость	0,09  л ☉
Температура	3700 ± 100  К
Скорость вращения ( v  sin  i )	9,3 км / с
Возраст	22 ± 3  млн лет
Прочие обозначения
CD  -31 ° 17815, GCTP  4939.00, GJ  803, HD  197481, HIP  102409, LTT  8214, SAO  212402, Vys 824, LDS 720 A.
Ссылки на базы данных
SIMBAD	данные
ARICNS	данные

AU Microscopii (AU Mic) - молодая маленькая звезда, расположенная на расстоянии около 32 световых лет (9,8 парсека ) - примерно в 8 раз дальше ближайшей звезды после Солнца . Очевидно , визуальная величина из AU Microscopii является 8.73, которая является слишком тусклыми , чтобы увидеть невооруженным глазом. Он получил это назначение , потому что он находится в южном созвездии Микроскоп и является переменной звездой . Как и β Pictoris , AU Microscopii имеет околозвездный пылевой диск, известный как диск обломков, и по крайней мере две экзопланеты .

Звездные свойства

АУ Мик - молодая звезда, которой всего 22 миллиона лет; менее 1% возраста Солнца . Согласно звездной классификации M1 Ve, это красный карлик с физическим радиусом 75% от солнечного . Несмотря на половину массы Солнца, оно излучает только 9% яркости Солнца. Эта энергия излучается из внешней атмосферы звезды при эффективной температуре 3700  К , придавая ей холодное оранжево-красное свечение звезды M-типа . AU Microscopii является членом движущейся группы β Pictoris . AU Microscopii может быть гравитационно привязан к двойной звездной системе AT Microscopii .

AU Microscopii наблюдалась во всех частях электромагнитного спектра от радио до рентгеновских лучей, и известно, что они подвержены вспышкам на всех этих длинах волн. Его вспыхивающее поведение было впервые выявлено в 1973 году. В основе этих случайных вспышек лежит почти синусоидальное изменение его яркости с периодом 4,865 дней. Амплитуда этого изменения медленно меняется со временем. Изменение яркости полосы V в 1971 г. составляло примерно 0,3 звездной величины ; к 1980 году она составляла всего 0,1 звездной величины.

Планетная система

Наличие внутреннего отверстия и асимметричной структуры побудило многих астрономов искать планеты, вращающиеся вокруг AU Microscopii. К 2007 году ни один поиск не привел к обнаружению планет. Однако в 2020 году было объявлено об открытии планеты размером с Нептун. Ось ее вращения хорошо совпадает с осью вращения родительской звезды, несовпадение равно 5⁺¹⁶
₋₁₅°.

С 2018 года подозревали существование второй планеты AU Microscopii c . Это было подтверждено в декабре 2020 года после того, как обсерватория TESS задокументировала дополнительные транзитные события.

Диск для мусора

Изображение с космического телескопа Хаббла диска обломков вокруг AU Microscopii.

Воспроизвести медиа

Этот короткий промежуток времени показывает изображения диска с мусором.

AU Microscopii имеет собственный диск из пыли , впервые полученный в оптическом диапазоне в 2003 году Полом Каласом и его сотрудниками с помощью 2,2-метрового телескопа Гавайского университета на Мауна-Кеа , Гавайи. Этот большой диск обломков обращен к земле ребром и имеет радиус не менее 200 а.е. На таких больших расстояниях от звезды время жизни пыли в диске превышает возраст AU Microscopii. Диск имеет отношение массы газа к пыли не более 6: 1, что намного ниже, чем обычно предполагаемое изначальное значение 100: 1. Поэтому диск для мусора называют «бедным газом». Общее количество пыли, видимой в диске, оценивается как минимум лунной массы, в то время как более крупные планетезимали, из которых образуется пыль, предположительно имеют как минимум шесть лунных масс.

Спектральное распределение энергии из мусора диска AU Microscopii по адресу субмиллиметровых длин волн указывают на наличие внутреннего отверстия в диске , простирающейся до 17 AU, в то время как изображения рассеянного света оценить внутреннее отверстие , чтобы быть 12 AU в радиусе. Комбинирование спектрального распределения энергии с профилем поверхностной яркости дает меньшую оценку радиуса внутреннего отверстия, 1 - 10 а.е.

Внутренняя часть диска асимметрична и показывает структуру во внутренних 40 а.е. Внутренняя структура была сравнена с той, которую можно было бы увидеть, если диск находится под влиянием более крупных тел или недавно подвергся формированию планеты.

Поверхностная яркость (яркость на единицу площади) диска в ближней инфракрасной области спектра в зависимости от проектируемого расстояния от звезды следующим образом характерную форму. Внутренняя часть диска кажется примерно постоянной по плотности, а яркость неизменной, более или менее плоской. Вокруг плотность и поверхностная яркость начинают уменьшаться: сначала она медленно уменьшается пропорционально расстоянию как ; то снаружи , плотность и яркость падает гораздо более резко, так как . Эта форма «нарушенного степенного закона» похожа на форму профиля диска β Pic. ${\ displaystyle \ scriptstyle I}$${\ displaystyle \ scriptstyle r}$${\ Displaystyle \ scriptstyle г \, <\, 15AU}$${\ Displaystyle \ scriptstyle г \, \ приблизительно \, 15AU}$${\ Displaystyle \ scriptstyle I \, \ propto \, r ^ {- 1.8}}$${\ Displaystyle \ scriptstyle г \, \ приблизительно \, 43AU}$${\ displaystyle \ scriptstyle I \, \ propto \, r ^ {- 4.7}}$

В октябре 2015 года сообщалось, что астрономы с помощью Очень Большого Телескопа (VLT) обнаружили очень необычные движущиеся наружу детали в диске. Сравнивая изображения VLT с изображениями, полученными космическим телескопом Хаббл в 2010 и 2011 годах, было обнаружено, что волнообразные структуры удаляются от звезды со скоростью до 10 километров в секунду (22 000 миль в час). Волны, находящиеся дальше от звезды, кажутся движущимися быстрее, чем близкие к ней, и, по крайней мере, три детали движутся достаточно быстро, чтобы избежать гравитационного притяжения звезды.

Методы наблюдения

Изображение художника с AU Microscopii Авторы: NASA / ESA / G. Бекон (ГНИИ)

Диск AU Mic наблюдали на множестве разных длин волн , давая людям разные типы информации о системе. Свет от диска, наблюдаемый в оптическом диапазоне длин волн, представляет собой звездный свет, который отражается (рассеивается) частицами пыли на луче зрения Земли. Наблюдения на этих длинах волн используют коронографическое пятно, чтобы блокировать яркий свет, исходящий непосредственно от звезды. Такие наблюдения позволяют получать изображения диска с высоким разрешением. Поскольку свет с длиной волны, превышающей размер пылинки, рассеивается плохо, сравнение изображений на разных длинах волн (например, в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне) дает людям информацию о размерах пылинок на диске.

Наблюдения телескопа Хаббла за сгустками вещества, движущимися через звездный диск.

Оптические наблюдения проводились с помощью космического телескопа Хаббл и телескопов Кека . Система также наблюдалась в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах волн. Этот свет излучается непосредственно частицами пыли в результате их внутреннего тепла (модифицированное излучение черного тела ). Диск не может быть разрешен на этих длинах волн, поэтому такие наблюдения представляют собой измерения количества света, исходящего от всей системы. Наблюдения на все более длинных волнах дают информацию о пылевых частицах большего размера и на больших расстояниях от звезды. Эти наблюдения были сделаны с помощью телескопа Джеймса Клерка Максвелла и космического телескопа Спитцера .

использованная литература

внешние ссылки

• "АС и АТ Microscopii AB" . SolStation. 2004. Архивировано 11 ноября 2006 года . Проверено 20 декабря 2006 .