AU Microscopii - AU Microscopii

AU Microscopii
	; AU Microscopii, obrázek pásma J, 2MASS .
Data pozorování Epocha J2000 Equinox J2000;
Souhvězdí	Microscopium
Pravý vzestup	20 h 45 m 09,53147 s
Deklinace	–31 ° 20 ′ 27,2425 ″
Zdánlivá velikost (V)	8,73
Charakteristika
Spektrální typ	M1Ve
Barevný index U -B	1.01
Index barev B - V	1,45
Variabilní typ	Světlice
Astrometrie
Radiální rychlost (R v )	–6,0 km/s
Správný pohyb (μ)	RA: +279,96 mas / rok ; Prosinec: -360,61 mas / rok
Paralaxa (π)	100,91 ± 1,06 mas
Vzdálenost	32,3 ± 0,3 ly ; (9,9 ± 0,1 ks )
Absolutní velikost (M V )	8,61
Podrobnosti
Hmotnost	0,50 ± 0,03 M ☉
Poloměr	0,75 ± 0,03 R ☉
Zářivost	0,09 l ☉
Teplota	3 700 ± 100 K.
Rychlost otáčení ( v sin i )	9,3 km/s
Stáří	22 ± 3 Myr
Jiná označení
	CD -31 ° 17815, GCTP 4939.00, GJ 803, HD 197481, HIP 102409, LTT 8214, SAO 212402, Vys 824, LDS 720 A.
Odkazy na databázi
SIMBAD	data
ARICNS	data

AU Microscopii (AU Mic) je mladá malá hvězda umístěná asi 32 světelných let (9,8 parseků ) daleko-asi 8krát dál než nejbližší hvězda po Slunci . Zřejmé vizuální velikost AU Microscopii je 8,73, což je příliš slabé, aby je vidět pouhým okem. Dostalo toto označení, protože se nachází v jižním souhvězdí Microscopium a je proměnnou hvězdou . Stejně jako β Pictoris má AU Microscopii cirkumstelární disk z prachu známý jako disk s troskami a nejméně dvě exoplanety .

Hvězdné vlastnosti

AU Mic je mladá hvězda stará pouhých 22 milionů let; méně než 1% stáří Slunce . S hvězdnou klasifikací M1 Ve je to hvězda červeného trpaslíka s fyzickým poloměrem 75% Slunce . Přestože je poloviční hmotností Slunce, vyzařuje pouze 9% svítivosti jako Slunce. Tato energie je vyzařováno z hvězdy vnější atmosféře při efektivní teplotě 3700 K , což je chladný oranžově červený barevný záře z M-hvězdy typu . AU Microscopii je členem pohybující se skupiny β Pictoris . AU Microscopii mohou být gravitačně vázány na binární hvězdný systém AT Microscopii .

AU Microscopii byla pozorována v každé části elektromagnetického spektra od rádia po rentgenové záření a je známo, že podléhá vzplanutí na všech těchto vlnových délkách. Jeho vzplanutí bylo poprvé identifikováno v roce 1973. Základem těchto náhodných ohnisek je téměř sinusová variabilita jasu s periodou 4,865 dne. Amplituda této variace se s časem mění pomalu. V pás jas variace byla přibližně 0,3 veličin v roce 1971; do roku 1980 to bylo pouhých 0,1 magnitudy.

Planetární systém

Planetární systém AU Microscopii
Společník (v pořadí od hvězdy)	Hmotnost	Osa semimajoru ( AU )	Oběžná doba ( dny )	Excentricita	Sklon	Poloměr
b	20.12^+1,72 _-1,57 M _⊕	0,066	8,46321 ± 0,00004	0,1	89,03^+0,12 _−0,11°	4,07 ± 0,17 R _⊕
C	<20,13 M _⊕	0,1101 ± 0,0022	18,858991 ± 0,000010	-	88,62^+0,24 _−0,18°	3,24 ± 0,16 R _⊕
Disk na nečistoty	<50–> 150 AU				-	-

Přítomnost vnitřní díry a asymetrické struktury vedla řadu astronomů k hledání planet obíhajících kolem AU Microscopii. Do roku 2007 žádné hledání nevedlo k žádné detekci planet. V roce 2020 byl však oznámen objev planety velikosti Neptunu. Jeho osa otáčení je dobře zarovnána s osou rotace mateřské hvězdy, přičemž nesouosost je rovna 5⁺¹⁶
₋₁₅°.

Od roku 2018 existovala druhá planeta AU Microscopii c . Potvrdilo se to v prosinci 2020 poté, co observatoř TESS zdokumentovala další tranzitní události.

Disk na nečistoty

Hubble Space Telescope snímek disku s troskami kolem AU Microscopii.

Přehrávejte média

Tato krátká časosběrná sekvence ukazuje obrázky disku s troskami.

AU Microscopii ukrývá svůj vlastní disk prachu , který byl poprvé na optických vlnových délkách vyřešen v roce 2003 Paulem Kalasem a spolupracovníky pomocí 2,2 m teleskopu University of Hawaii na Mauna Kea na Havaji. Tento velký disk s nečistotami směřuje k okraji Země a měří v poloměru nejméně 200 AU . V těchto velkých vzdálenostech od hvězdy životnost prachu v disku přesahuje stáří AU Microscopii. Disk má hmotnostní poměr plynu k prachu nejvýše 6: 1, mnohem nižší než obvykle předpokládaná prvotní hodnota 100: 1. Disk odpadu je proto označován jako „chudý na plyn“. Celkové množství prachu viditelného na disku se odhaduje na minimálně lunární hmotnost, zatímco větší planetesimály, ze kterých se prach vyrábí, mají alespoň šest měsíčních hmotností.

Spektrální rozložení energie disku suti AU Microscopii je na submilimetrových vlnových délkách naznačují přítomnost vnitřním otvorem v disku, probíhající na 17 AU, zatímco rozptýlené světlo snímků odhadnout vnitřní otvor na 12 AU v okruhu. Kombinace spektrální distribuce energie s profilem jasu povrchu poskytuje menší odhad poloměru vnitřního otvoru, 1 - 10 AU.

Vnitřní část disku je asymetrická a vykazuje strukturu ve vnitřních 40 AU. Vnitřní struktura byla porovnána se strukturou, která by měla být viděna, pokud je disk ovlivněn většími tělesy nebo prošel nedávnou tvorbou planety.

Jas plocha (jas na oblast) disku v blízké infračervené jako funkce projektované vzdálenosti od hvězdy sleduje charakteristický tvar. Vnitřek disku vypadá hustota přibližně konstantní a jas je neměnný, víceméně plochý. Kolem hustota a povrchová jasnost začíná klesat: nejprve klesá pomalu v poměru k vzdálenosti jako ; pak venku hustota a jas klesá mnohem strměji, jako . Tento tvar „porušeného mocninného zákona“ je podobný tvaru profilu disku P Pic. ${\ displaystyle \ scriptstyle I}$ ${\ displaystyle \ scriptstyle r}$ ${\ displaystyle \ scriptstyle r \, <\, 15AU}$ ${\ displaystyle \ scriptstyle r \, \ cca \, 15AU}$ ${\ displaystyle \ scriptstyle I \, \ propto \, r^{-1,8}}$ ${\ displaystyle \ scriptstyle r \, \ cca \, 43AU}$ ${\ displaystyle \ scriptstyle I \, \ propto \, r^{-4.7}}$

V říjnu 2015 bylo oznámeno, že astronomové využívající dalekohled VLT ( Very Large Telescope ) detekovali na disku velmi neobvyklé prvky pohybující se ven. Porovnáním snímků VLT s těmi, které byly pořízeny Hubbleovým vesmírným teleskopem v letech 2010 a 2011, bylo zjištěno, že vlnové struktury se od hvězdy vzdalují rychlostí až 10 kilometrů za sekundu (22 000 mil za hodinu). Zdá se, že vlny vzdálenější od hvězdy se pohybují rychleji než ty, které jsou blízko ní, a nejméně tři prvky se pohybují dostatečně rychle, aby unikly gravitačnímu tahu hvězdy.

Metody pozorování

Umělecký dojem z AU Microscopii Kredit: NASA/ESA/G. Bacon (STScI)

Disk AU Mic byl pozorován na různých vlnových délkách , což dává lidem různé druhy informací o systému. Světlo z disku pozorované na optických vlnových délkách je hvězdné světlo, které se odráží (rozptýlí) od prachových částic do zorného pole Země. Pozorování na těchto vlnových délkách využívá koronografickou skvrnu k blokování jasného světla vycházejícího přímo z hvězdy. Taková pozorování poskytují obrázky disku ve vysokém rozlišení. Protože světlo s vlnovou délkou delší než je velikost prachového zrna je rozptýleno jen špatně, srovnání snímků na různých vlnových délkách (například viditelné a blízké infračervené) poskytuje lidem informace o velikostech zrn prachu na disku.

Hubbleova pozorování blobů materiálu, který prochází hvězdným diskem.

Optická pozorování byla provedena pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu a Keckova teleskopu . Systém byl také pozorován na infračervených a submilimetrových vlnových délkách. Toto světlo je emitováno přímo zrny prachu v důsledku jejich vnitřního tepla (modifikované záření černého tělesa ). Disk nelze na těchto vlnových délkách rozlišit, takže taková pozorování jsou měřením množství světla přicházejícího z celého systému. Pozorování na stále delších vlnových délkách poskytuje informace o prachových částicích větších velikostí a ve větších vzdálenostech od hvězdy. Tato pozorování byla provedena pomocí James Clerk Maxwell Telescope a Spitzer Space Telescope .

Reference

externí odkazy

„AU a AT Microscopii AB“ . SolStation. 2004. Archivováno od originálu dne 11. listopadu 2006 . Citováno 2006-12-20 .

Languages

In other projects