AU Microscopii

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AU Microscopii
Rappresentazione artistica di AU Microscopii, del suo disco e di un ipotetico pianeta. Credit: NASA/ESA/G. Bacon (STScI)
Rappresentazione artistica di AU Microscopii, del suo disco e di un ipotetico pianeta. Credit: NASA/ESA/G. Bacon (STScI)
Classificazione Nana rossa
Classe spettrale M1 Ve
Tipo di variabile UV Ceti
Distanza dal Sole 32 a.l.
Costellazione Microscopio
Coordinate
Ascensione retta 20h 45m 09,5318s
Declinazione -31° 20′ 27,238″
Dati fisici
Raggio medio 0,59 R⊙
Massa
0,5 M⊙
Temperatura
superficiale
3730 K (media)
Luminosità
0,029 L⊙
Indice di colore (B-V) 1,45
Dati osservativi
Magnitudine ass. 8,61
Parallasse 100,59 ± 1,35 mas
Moto proprio AR: 280,37 mas/anno
Dec: -360,09 mas/anno
Velocità radiale 1,2 km/s
Nomenclature alternative
GJ 803, CD -31°17815, HD 197481, LTT 8214, GCTP 4939.00, SAO 212402, Vys 824, LDS 720 A, HIP 102409.

AU Microscopii (AU Mic) è una giovane stella nana rossa[1] visibile nella costellazione del Microscopio; dista 10 parsec (32 anni luce) dal sistema solare, quasi otto volte la distanza che separa il Sole da Proxima Centauri.[2]

La stella fa parte dell'Associazione di Beta Pictoris[3][4] e potrebbe essere gravitativamente legata alla stella binaria AT Microscopii.[5] Come β Pictoris, AU Microscopii è circondata da un disco di detriti.

Indice

[modifica] Caratteristiche fisiche

AU Microscopii fotografata nell'infrarosso (banda J). 2MASS

AU Microscopii è una tipica nana rossa di classe M, con una massa circa la metà della massa solare ed un raggio pari al 60% di quello del Sole.[6][7] La bassa temperatura superficiale, pari a 3730 K,[8] associata ad un'altrettanto piccola superficie radiante restituisce un valore della luminosità equivalente a un decimo della luminosità della nostra stella.[8]

AU Mic è una stella molto giovane, variabile, con un'età stimata in appena 12 milioni di anni, meno dell'1% dell'età del Sole.[9]

Scoperta nel 1973,[10][11] la variabilità della stella, di tipo UV Ceti, si estrinseca attraverso l'emissione di brillamenti visibili alle diverse lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico.[12][13][14][15]

Gli episodi di variabilità hanno un andamento pressoché sinusoidale con un periodo di 4,865 giorni. L'ampiezza della variazione si modifica lentamente nel corso del tempo: nella banda V è stata di circa 0,3 magnitudini nel 1971, mentre dagli anni ottanta si è ridotta ad appena 0,1 magnitudini.[16]

[modifica] Il disco di detriti

Immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble del disco che circonda la stella.

AU Microscopii ospita un disco di detriti, risolto otticamente per la prima volta nel 2003.[2] Il disco si mostra di taglio dal sistema solare[17] e possiede un raggio di almeno 200 unità astronomiche (UA); una simile distanza dalla stella fa sì che i materiali del disco non vengano da essa distrutti.[2] Il disco presenta un rapporto tra le masse del gas e delle polveri di non più di 6:1, decisamente inferiore rispetto a quello solitamente considerato come il valore primordiale di 100:1;[18] per questa ragione il disco è definito "povero di gas" (gas-poor). La quantità complessiva delle polveri visibili nel disco è stimata sulla massa lunare, mentre si ritiene che la massa dei planetesimi più grandi da cui queste avrebbero origine sarebbe di almeno sei masse lunari.[19]

Diverse indagini hanno mostrato la presenza di una lacuna nella parte più interna del disco, con un'estensione radiale differente a seconda della tecnica osservativa: la distribuzione spettrale dell'energia (SED) alle lunghezze d'onda submillimetriche indica un'estensione radiale di 17 UA,[20] mentre l'osservazione in luce diffusa restituisce un valore inferiore, 12 UA;[21] la combinazione della SED con il profilo della luminosità superficiale restituisce invece un valore ancora inferiore, compreso tra 1 e 10 UA.[22]

Le porzioni più interne del disco si presentano asimmetriche e mostrano delle strutture particolari entro 40 UA dalla stella;[23] tali strutture sono state confrontate con quelle attese nel caso di influenze da parte di corpi di grandi dimensioni (pianeti) oppure nel caso in cui il disco sia recentemente andato incontro a fenomeni di formazione planetaria.[23]

La presenza della lacuna interna e delle strutture nel disco ha indotto numerosi astronomi a ricercare eventuali pianeti in orbita attorno ad AU Mic, senza però risultati.[22][24]

La luminosità superficiale del disco in funzione della proiezione della distanza b dalla stella ha una forma caratteristica. A b≈15 UA le regioni più interne del disco appaiono di densità pressoché costante,[21] ma procedendo verso l'esterno (b>15 UA), la densità inizia a diminuire, dapprima lentamente (b^{-\alpha}, dove α≈1,8), quindi, a b≈43 UA, in maniera più accentuata (b^{-\alpha}, dove α≈4,8).[21] La forma di questa sorta di "legge di potenza spezzata" è simile a quella del disco di β Pictoris.

[modifica] Note

  1. ^ S. P. Maran, B. E. Woodgate, K. G. Carpenter, et al (settembre 1991). An Investigation of the Flare Star AU Mic with the Goddard High Resolution Spectrograph on the Hubble Space Telescope. Bulletin of the American Astronomical Society 23: 1382.
  2. ^ a b c P. Kalas, M. C. Liu, B. C. Matthews (26 marzo 2004). Discovery of a Large Dust Disk Around the Nearby Star AU Microscopii. Science 303 (5666): 1990–1992. DOI:10.1126/science.1093420. PMID 14988511.
  3. ^ B. Zuckerman, I. Song (settembre 2004). Young Stars Near the Sun. Annual Review of Astronomy & Astrophysics 42 (1): 685–721. DOI:10.1146/annurev.astro.42.053102.134111.
  4. ^ D. Barrado y Navascués, J. R. Stauffer, I. Song, J.-P. Caillault (1º agosto 1999). The Age of beta Pictoris. The Astrophysical Journal 520 (2): L123–L126. DOI:10.1086/312162.
  5. ^ B. C. Monsignori Fossi, M. Landini, J. J. Drake, S. L. Cully (ottobre 1995). The EUV spectrum of AT Microscopii. Astronomy & Astrophysics 302: 193.
  6. ^ G. Del Zanna, M. Landini, H. E. Mason (aprile 2002). Spectroscopic diagnostics of stellar transition regions and coronae in the XUV: AU Mic in quiescence. Astronomy and Astrophysics 385 (3): 968–985. DOI:10.1051/0004-6361:20020164.
  7. ^ D. Mouillet (26 marzo 2004). Nearby Planetary Disks. Science 303 (5666): 1982–1983. DOI:10.1126/science.1095851. PMID 15044792.
  8. ^ a b J. L. Linsky, P. L. Bornmann, K. G. Carpenter, et al (15 settembre 1982). Outer atmospheres of cool stars. XII - A survey of IUE ultraviolet emission line spectra of cool dwarf stars. The Astrophysical Journal 260 (1): 670–694. DOI:10.1086/160288.
  9. ^ P. Plavchan, M. Jura, S. J. Lipsc (1º ottobre 2005). Where Are the M Dwarf Disks Older Than 10 Million Years?. The Astrophysical Journal 631 (2): 1161–1169. DOI:10.1086/432568.
  10. ^ W. E. Kunkel (1973). Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood. The Astrophysical Journal Supplement 25: 1. DOI:10.1086/190263.
  11. ^ C. J. Butler, P. B. Byrne, A. D. Andrews, J. G. Doyle (dicembre 1981). Ultraviolet spectra of dwarf solar neighbourhood stars. I. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 197: 815–827.
  12. ^ S. P. Maran, R. D. Robinson, S. N. Shore, et al (1º febbraio 1994). Observing stellar coronae with the Goddard High Resolution Spectrograph. 1: The dMe star AU Microscopii. The Astrophysical Journal 421: 800–808. DOI:10.1086/173692.
  13. ^ S. L. Cully, O. H. W. Siegmund, P. W. Vedder, J. V. Vallerga (10 settembre 10 1993). Extreme Ultraviolet Explorer deep survey observations of a large flare on AU Microscopii. The Astrophysical Journal 414: L49–L52. DOI:10.1086/156986.
  14. ^ M. R. Kundu, P. D. Jackson, S. M. White, M. Melozzi (15 gennaio 1987). Microwave observations of the flare stars UV Ceti, AT Microscopii, and AU Microscopii. The Astrophysical Journal 312: 822–829. DOI:10.1086/164928.
  15. ^ V. Tsikoudi, B. J. Kellett (dicembre 2000). ROSAT All-Sky Survey X-ray and EUV observations of YY Gem and AU Mic. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 319 (4): 1147–1153. DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.03905.x.
  16. ^ C. J. Butler, J. G. Doyle, A. D. Andrews, et al (marzo 1987). Rotational modulation and flares on RS CVn and BY DRA systems. II - IUE observations of BY Draconis and AU Microscopii. Astronomy and Astrophysics 174 (1-2): 139–157.
  17. ^ P. Kalas, J. R. Graham, M. Clampin (23 giugno 2005). A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt. Nature 435 (7045): 1067–1070. DOI:10.1038/nature03601. PMID 15973402.
  18. ^ A. Roberge, A. J. Weinberger, S. Redfield, P. D. Feldman (20 giugno 2005). Rapid Dissipation of Primordial Gas from the AU Microscopii Debris Disk. The Astrophysical Journal 626 (2): L105–L108. DOI:10.1086/431899.
  19. ^ C. H. Chen, B. M. Patten, M. W. Werner, C. D. Dowell, K. R. Stapelfeldt, et al (1º dicembre 2005). A Spitzer Study of Dusty Disks around Nearby, Young Stars. The Astrophysical Journal 634 (2): 1372–1384. DOI:10.1086/497124.
  20. ^ Michael C. Liu, Brenda C. Matthews, Jonathan P. Williams, and Paul G. Kalas (10 giugno 2004). A Submillimeter Search of Nearby Young Stars for Cold Dust: Discovery of Debris Disks around Two Low-Mass Stars. The Astrophysical Journal 608 (1): 526–532. DOI:10.1086/392531.
  21. ^ a b c J. E. Kirst, D. R. Ardila, D. A. Golimowski, et al (febbraio 2005). Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys Coronagraphic Imaging of the AU Microscopii Debris Disk. The Astronomical Journal 129 (2): 1008–1017. DOI:10.1086/426755.
  22. ^ a b S. A. Metchev, J. A. Eisner, L. A. Hillenbrand (20 marzo 2005). Adaptive Optics Imaging of the AU Microscopii Circumstellar Disk: Evidence for Dynamical Evolution. The Astrophysical Journal 622 (1): 451–462. DOI:10.1086/427869.
  23. ^ a b M. C. Liu (3 settembre 2004). Substructure in the Circumstellar Disk Around the Young Star AU Microscopii. Science 305 (5689): 1442–1444. DOI:10.1126/science.1102929. PMID 15308766.
  24. ^ E. Masciadri, R. Mundt, T. Henning, C. Alvarez (1º giugno 2005). A Search for Hot Massive Extrasolar Planets around Nearby Young Stars with the Adaptive Optics System NACO. The Astrophysical Journal 625 (2): 1004–1018. DOI:10.1086/429687.

[modifica] Voci correlate

[modifica] Collegamenti esterni

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