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AU Microscopii

AU Microscopii (AU Mic / HD 197481 / GJ 803)[10] ye una estrella na constelación de Microscopium que s'atopa a 32,4 años lluz de distancia del Sistema Solar. De magnitú aparente +8,61, visualmente atopar al noroeste d'α Microscopii, al suroeste de ω Capricorni, al sur de Dabih (β Capricorni) y al este d'Askella (ζ Sagittarii).[11]

Ficha d'oxetu celesteAU Microscopii
estrella[1] y near-IR source (en) Traducir[1]
Parte de Asociación estelar de Beta Pictoris (es) Traducir[1] y Pleiades Moving Group[2]
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 311,28971873922 °[3]
Declinación (δ) −31,340899413845 °[3]
Distancia a la Tierra 9,714 pc
Magnitú aparente (V) 8,627 (banda V)
Magnitú absoluta 8,61
Constelación Microscopium
Velocidá de rotación 9,68 km/s[5]
Velocidá radial −6,31 km/s[6]
Parallax 102,9432 mas[3]
Carauterístiques físiques
Radiu 0,75 Radius solars [7]
Diámetru 1 170 000 km [5]
Masa 0,5 M☉[7]
Gravedá superficial 52 000 cm/s²[8]
Tipu espectral M1.0[9]
Otros nomes
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Coordenaes: Sky map 20h 45m 9.532s, -31° 20′ 27.238″

Carauterístiques físiques

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AU Microscopii ye una nana colorada de tipu espectral M1Ve[10] con una temperatura efectivo de 3730 K.[12] Ye una estrella nueva de namái 12 millones d'años d'edá, menos del 1% de la del Sol.[13] Tien namái la metá de la masa del Sol[14][15] y una décima parte de la so lluminosidá. Ye miembru de l'Asociación estelar de β Pictoris[16][17] y, al igual que β Pictoris, tópase arrodiada por un discu de polvu circumestelar. Probablemente forma un sistema triple cola estrella binaria AT Microscopii, asitiada a namái 1,18 años lluz.[18]

AU Microscopii presenta una variación de rellumu cuasi sinusoidal con un periodu de 4,865 díes. Sicasí, l'amplitú d'esta variación camuda amodo col tiempu; la variación en banda V yera de 0,3 magnitúes en 1971, menguando a 0,1 magnitúes pa 1980.[19]

Per otra parte, les observaciones d'AU Microscopii en tol espectru electromagnéticu punxeron de manifiestu que ye una estrella acandilante en toles llonxitúes d'onda entendíes ente ondes de radio y rayos X.[20][21][22][23] Les erupciones d'AU Microscopii fueron identificaes per vegada primera en 1973.[24][25]

Discu circumestelar de polvu

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AU Microscopii tien un discu circumestelar de polvu, empobináu de perfil respeutu al observador terrestre,[26] que'l so radiu ye de siquier 200 UA. La rellación ente les mases del gas y del polvu nel discu nun ye cimeru a 6:1, bien per debaxo del valor primordial asumíu de 100:1,[27] polo que'l discu ye calificáu como "probe en gas". Envalórase que la masa del polvu visible nel discu ye siquier equivalente a la masa de la Lluna, ente que los planetesimales más grandes que producieron el polvu deben terner una masa siquier seis veces mayor.[28]

La distribución d'enerxía espectral del discu en llonxitúes d'onda submilimétricas indica la presencia d'un furacu nel interior del discu que s'estiende hasta 17 UA,[29] ente que les imáxenes de lluz tremao envaloren que'l radiu de dichu furacu ye de 12 UA.[30] Pela so parte, al combinar la distribución d'enerxía espectral col perfil de rellumu superficial llógrase un valor inferior pal radiu del furacu interior, ente 1 y 10 UA.[31]

 
Imaxe del discu circumestelar qu'arrodia a AU Microscopii llograda col Telescopiu espacial Hubble.

La parte interior del discu ye asimétrica y amuesa una estructura nes 40 UA más interiores. Esta estructura interna foi comparada cola que podría esperase si'l discu viérase influyíu por cuerpos de mayor tamañu o si tuviera lugar formación planetaria recién.[32] La presencia del furacu interior, según la so estructura asimétrica, favoreció la busca de planetes estrasolares n'órbita alredor d'AU Microscopii, ensin qu'hasta la fecha esista evidencia de la so esistencia.[31][33] Sicasí, estudios basaos n'observaciones del Telescopiu espacial Hubble sostienen que'l discu probablemente contién embriones planetarios del tamañu de Plutón en crecedera pa formar cuerpos más grandes.[34]

El rellumu superficial del discu como función de la distancia proyeutada b al respective de la estrella, amuesa una forma carauterística. Asina, les 15 UA interiores del discu paecen tener una densidá aproximao constante.[30] A partir de b ≈ 15 UA, la densidá empieza a menguar; de primeres dicha amenorgamientu ye lenta, d'alcuerdu a b -α —onde α ≈ 1,8— pero, a partir de b ≈ 43 UA, el rellumu cai más abruptamente según b -α, siendo α ≈ 4,8.[30]

El discu de polvu en redol a AU Microscopii foi estudiáu en diversos llonxitúes d'onda, dexando llograr distinta información sobre'l mesmu. En llonxitúes d'onda visibles, la lluz reparada ye la lluz estelar tremada poles partícules de polvu na nuesa llinia de visión. Les observaciones nestos llonxitúes d'onda utilicen un puntu coronográfico pa bloquiar la lluz que provién direutamente de la estrella, apurriendo imáxenes del discu n'alta resolución. Puesto que la dispersión ye deficiente pa la lluz de llonxitú d'onda más llarga que'l tamañu de los granu de polvu, la comparanza ente imáxenes a distintes llonxitúes d'onda —espectru visible y infrarroxu cercanu, por casu— da información sobre'l tamañu de los granos de polvu que formen el discu.[35]

Referencies

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  2. ↑ D. Montes (payares 2001). «Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars» (n'inglés). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (1):  páxs. 45–63. doi:10.1046/J.1365-8711.2001.04781.X. 
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  4. ↑ «ASAS photometry of ROSAT sources. I. Periodic variable stars coincident with bright sources from the ROSAT All Sky Survey» (n'inglés). Acta Astronomica (1):  páxs. 67-95. marzu 2012. 
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Coordenaes:   20h 45m 9.532s, -31° 20′ 27.238″

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