AU Microscopii - AU Microscopii

AU Microscopii
HD197481 2MASS JBAND.png
AU Microscopii, obrázek pásma J, 2MAS.
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíMikroskopium
Správný vzestup20h 45m 09.53147s[1]
Deklinace–31° 20′ 27.2425″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)8.73[2]
Vlastnosti
Spektrální typM1 Ve[2]
U-B barevný index1.01
B-V barevný index1.45
Variabilní typSvětlice světlice
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)–6.0[2] km / s
Správný pohyb (μ) RA: +279.96[1] mas /rok
Prosinec: -360.61[1] mas /rok
Paralaxa (π)100.91 ± 1.06[1] mas
Vzdálenost32.3 ± 0.3 ly
(9.9 ± 0.1 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)8.61
Detaily
Hmotnost0.31[3] M☉
Poloměr0.84[3] R☉
Zářivost0.09[3] L☉
Teplota3,500 ± 100[3] K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)9.3[2] km / s
Stáří12 ± 2[3] Myr
Jiná označení
CD  -31°17815, GCTP  4939.00, GJ  803, HD  197481, BOKY  102409, LTT  8214, SAO 212402, Vys 824, LDS 720 A.
Odkazy na databáze
SIMBADdata
ARICNSdata

AU Microscopii (AU Mic) je malý hvězda nachází 32.3 světelné roky (9.9 parsecs ) pryč - asi 8krát tak daleko jako nejbližší hvězda po slunce.[4] The zdánlivá vizuální velikost AU Microscopii je 8,73,[2] což je příliš slabé na to, aby to bylo vidět pouhým okem. Bylo to dáno označení protože je v jižním souhvězdí Mikroskopium a je proměnná hvězda. Jako β Pictoris „AU Microscopii má okolní hvězdný prachový disk známý jako a úlomky disku.

Hvězdné vlastnosti

AU Mic je mladá hvězda ve věku pouhých 12 milionů let; méně než 1% věku slunce.[5] S hvězdná klasifikace z M1 Ve,[2] to je červená trpasličí hvězda[6] s fyzickým poloměrem 60% poloměru slunce. Přesto, že je více než polovina hmotnosti Slunce,[7][8] vyzařuje pouze 9%[3] tolik záře jako slunce. Tato energie je emitována z hvězdy vnější atmosféra opálení efektivní teplota 3 730K.,[9] což jí dodávalo chladnou oranžově červenou zbarvenou záři Hvězda typu M..[10] AU Microscopii je členem β Pohyblivá skupina Pictoris.[11][12] AU Microscopii může být gravitačně vázán do systému binárních hvězd AT Microscopii.[13]

AU Microscopii byl pozorován ve všech částech elektromagnetické spektrum z rádio na rentgen a je známo, že podstoupí planoucí aktivita na všech těchto vlnových délkách.[14][15][16][17] Jeho rozšířené chování bylo poprvé identifikováno v roce 1973.[18][19] Podklad těchto náhodných ohnisek je téměř sinusový kolísání jeho jasu s periodou 4,865 dne. Amplituda této variace se pomalu mění s časem. The V pásmo odchylka jasu byla přibližně 0,3 veličiny v roce 1971; do roku 1980 to bylo jen 0,1 magnitud.[20]

Planetární systém

Přítomnost vnitřní díry a asymetrické struktury vedla řadu astronomů k hledání planet obíhajících kolem AU Microscopii. Do roku 2007 nevedly žádné prohlídky k žádným detekcím planet.[21][22] V roce 2020 však byl oznámen objev planety o velikosti Neptunu.[23] Jeho osa otáčení je dobře vyrovnána s osou otáčení mateřské hvězdy, vychýlení je rovno 5+16
−15°.[24]

Planetární systém AU Microscopii[24][25]
Společník
(v pořadí od hvězdy)		HmotnostPoloviční osa
(AU )		Oběžná doba
(dnů )		ExcentricitaSklonPoloměr
b0.054+0.015
−0.014[26] MJ		0.0668.46321±0.000040.1—0.375 RJ
Prachový disk<50–>150 AU——

Trosky disku

Hubbleův vesmírný dalekohled obrázek disku trosek kolem AU Microscopii.
Tato krátká časosběrná sekvence zobrazuje snímky disku s nečistotami.

AU Microscopii má své vlastní disk prachu, poprvé vyřešeno na optických vlnových délkách v roce 2003 Paul Kalas a spolupracovníci využívající 2,2 m dalekohled na Havajské univerzitě na Mauna Kea, Havaj.[4] Tento velký disk s troskami směřuje k Zemi úplně[27] a měří nejméně 200 AU v okruhu. Při těchto velkých vzdálenostech od hvězdy životnost prachu v disku překračuje věk AU Microscopii.[4] Disk má poměr hmotnosti plynu a prachu nejvýše 6: 1, což je mnohem méně, než je obvykle předpokládaná prvotní hodnota 100: 1.[28] Disk s nečistotami se proto označuje jako „plyn chudý“. Celkové množství prachu viditelné na disku se odhaduje alespoň na měsíční hmotu, zatímco větší planetesimals ze kterých se prach vyrábí, se předpokládá, že mají alespoň šest měsíčních hmot.[29]

The spektrální distribuce energie disku trosky AU Microscopii v submilimetr vlnové délky naznačují přítomnost vnitřního otvoru v disku sahajícího do 17 AU,[30] zatímco obrazy rozptýleného světla odhadují vnitřní otvor na poloměr 12 AU.[31] Kombinace spektrální distribuce energie s profilem jasu povrchu vede k menšímu odhadu poloměru vnitřního otvoru, 1 - 10 AU.[21]

Vnitřní část disku je asymetrický a ukazuje strukturu ve vnitřních 40 AU.[32] Vnitřní struktura byla porovnána s tou, kterou lze očekávat, pokud bude disk ovlivněn většími tělesy nebo prošel nedávným vznikem planety.[32]

The jas povrchu (jas na oblast) disku v blízké infračervené oblasti jako funkce projektované vzdálenosti z hvězdy sleduje charakteristický tvar. Vnitřní hustoty disku a jas se nemění, je víceméně plochý.[31] Kolem hustota a jas povrchu se začínají snižovat: nejprve klesá pomalu v poměru k vzdálenosti as ; pak venku hustota a jas klesá mnohem strměji, jako .[31] Tento tvar „porušeného zákoníku moci“ je podobný tvaru profilu disku β Pic.

V říjnu 2015 bylo oznámeno, že astronomové využívající Velmi velký dalekohled (VLT) zjistil na disku velmi neobvyklé funkce směřující ven. Porovnáním snímků VLT s těmi, které pořídil Hubbleův vesmírný dalekohled v letech 2010 a 2011 bylo zjištěno, že vlnové struktury se vzdalují od hvězdy rychlostí až 10 kilometrů za sekundu (22 000 mil za hodinu). Vlny dále od hvězdy se zdají pohybovat rychleji než ty, které jsou blízko, a nejméně tři z těchto útvarů se pohybují dostatečně rychle, aby unikly gravitačnímu působení hvězdy.[33]

Metody pozorování

Dojem umělce z AU Microscopii Uznání: NASA / ESA / G. Slanina (STScI)

Disk AU Mic byl pozorován u různých druhů vlnové délky, poskytující lidem různé typy informací o systému. Světlo z disku pozorované při optické vlnové délky je hvězdné světlo, které se odráželo (rozptýlilo) od prachových částic do přímky Země. Pozorování na těchto vlnových délkách využívají a koronografický bod blokovat jasné světlo přicházející přímo z hvězdy. Taková pozorování poskytují obrazy disku ve vysokém rozlišení. Protože světlo s vlnovou délkou delší než je velikost prachového zrna je rozptýleno jen špatně, porovnání obrázků při různých vlnových délkách (například viditelné a blízké infračervené) poskytuje lidem informace o velikostech prachových zrn na disku.[34]

Hubblova pozorování blobů materiálu procházejícího hvězdným diskem.[35]

Optická pozorování byla provedena pomocí Hubbleův vesmírný dalekohled a Dalekohledy Keck. Systém byl také pozorován na adrese infračervený a vlnové délky pod milimetr. Toto světlo je emitováno přímo zrnky prachu v důsledku jejich vnitřního tepla (upraveno černé tělo záření). Disk nelze na těchto vlnových délkách rozlišit, takže taková pozorování jsou měřením množství světla přicházejícího z celého systému. Pozorování při stále delších vlnových délkách poskytují informace o prachových částicích větších velikostí a ve větších vzdálenostech od hvězdy. Tato pozorování byla učiněna s Dalekohled James Clerk Maxwell a Spitzerův kosmický dalekohled.

Reference

  1. ^ A b C d E van Leeuwen, F. (listopad 2007), „Ověření nové redukce Hipparcos“, Astronomie a astrofyzika, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A & A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600
  2. ^ A b C d E F Torres, C. A. O .; et al. (Prosinec 2006), "Hledání asociací obsahujících mladé hvězdy (SACY). I. Ukázka a metoda hledání", Astronomie a astrofyzika, 460 (3): 695–708, arXiv:astro-ph / 0609258, Bibcode:2006A & A ... 460..695T, doi:10.1051/0004-6361:20065602, S2CID  16080025
  3. ^ A b C d E F Plavchan, Peter; et al. (Červen 2009), „Nové disky trosek kolem mladých hvězd s nízkou hmotností objevených pomocí Spitzerova kosmického dalekohledu“, Astrofyzikální deník, 698 (2): 1068–1094, arXiv:0904.0819, Bibcode:2009ApJ ... 698.1068P, doi:10.1088 / 0004-637X / 698/2/1068, S2CID  51417657
  4. ^ A b C Kalas, Paul; Liu, Michael C .; Matthews, Brenda C. (26. března 2004). "Objev velkého prachového disku kolem nedaleké hvězdy AU Microscopii". Věda. 303 (5666): 1990–1992. arXiv:astro-ph / 0403132. Bibcode:2004Sci ... 303.1990K. doi:10.1126 / science.1093420. PMID  14988511. S2CID  6943137.
  5. ^ Plavchan, Peter; Jura, M .; Lipsc, S. J. (1. října 2005). „Kde jsou M trpasličí disky starší než 10 milionů let?“. Astrofyzikální deník. 631 (2): 1161–1169. arXiv:astro-ph / 0506132. Bibcode:2005ApJ ... 631.1161P. doi:10.1086/432568. S2CID  3498251.
  6. ^ Maran, S. P .; et al. (Září 1991). "Vyšetřování Flare Star AU Mic pomocí Goddardova spektra s vysokým rozlišením na Hubblově vesmírném dalekohledu". Bulletin of American Astronomical Society. 23: 1382. Bibcode:1991BAAS ... 23.1382M.
  7. ^ Del Zanna, G .; Landini, M .; Mason, H. E. (duben 2002). "Spektroskopická diagnostika hvězdných přechodových oblastí a koron v XUV: AU Mic v klidovém stavu" (PDF). Astronomie a astrofyzika. 385 (3): 968–985. Bibcode:2002 A & A ... 385..968D. doi:10.1051/0004-6361:20020164.
  8. ^ Mouillet, David (26. března 2004). "Nedaleko planetární disky". Věda. 303 (5666): 1982–1983. doi:10.1126 / science.1095851. PMID  15044792. S2CID  118888307.
  9. ^ Linsky, J. L .; et al. (15. září 1982). „Vnější atmosféry chladných hvězd. XII - Přehled spektra ultrafialových emisních čar chladných trpasličích hvězd IUE“. Astrofyzikální deník. 260 (1): 670–694. Bibcode:1982ApJ ... 260..670L. doi:10.1086/160288.
  10. ^ „Barva hvězd“, Dalekohled Austrálie, dosah a vzdělávání, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21. Prosince 2004, archivovány z originál dne 22. února 2012, vyvoláno 2012-01-16
  11. ^ Zuckerman, B .; Song, Inseok (září 2004). „Mladé hvězdy blízko slunce“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 42 (1): 685–721. Bibcode:2004ARA & A..42..685Z. doi:10.1146 / annurev.astro.42.053102.134111. S2CID  34114530.
  12. ^ Barrado y Navascués, David; et al. (1. srpna 1999). "Věk beta Pictoris". Astrofyzikální deník. 520 (2): L123 – L126. arXiv:astro-ph / 9905242. Bibcode:1999ApJ ... 520L.123B. doi:10.1086/312162.
  13. ^ Monsignori Fossi, B. C .; et al. (Říjen 1995). "EUV spektrum AT Microscopii". Astronomie a astrofyzika. 302: 193. Bibcode:1995A & A ... 302..193M.
  14. ^ Maran, S. P .; et al. (1. února 1994). „Pozorování hvězdných koron pomocí Goddardova spektra s vysokým rozlišením. 1: Hvězda dMe AU mikroskopů“. Astrofyzikální deník. 421 (2): 800–808. Bibcode:1994ApJ ... 421..800M. doi:10.1086/173692.
  15. ^ Cully, Scott L .; et al. (10. září 1993). „Extrémní průzkum ultrafialového paprsku průzkumu velké erupce na AU Microscopii“. Astrofyzikální deník. 414 (2): L49 – L52. Bibcode:1993ApJ ... 414L..49C. doi:10.1086/186993.
  16. ^ Kundu, M. R.; et al. (15. ledna 1987). "Mikrovlnná pozorování vzplanutí hvězd UV Ceti, AT Microscopii a AU Microscopii". Astrofyzikální deník. 312: 822–829. Bibcode:1987ApJ ... 312..822K. doi:10.1086/164928.
  17. ^ Tsikoudi, V .; Kellett, B. J. (prosinec 2000). „Rentgenový průzkum ROSAT All-Sky Survey a pozorování EUV u YY Gem a AU Mic“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 319 (4): 1147–1153. Bibcode:2000MNRAS.319.1147T. doi:10.1046 / j.1365-8711.2000.03905.x.
  18. ^ Kunkel, W. E. (1973). "Aktivita v erupčních hvězdách v solárním sousedství". Dodatek Astrophysical Journal. 25: 1. Bibcode:1973ApJS ... 25 .... 1K. doi:10.1086/190263.
  19. ^ Butler, C. J .; et al. (Prosinec 1981). „Ultrafialové spektrum trpasličích solárních hvězd.“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 197 (3): 815–827. Bibcode:1981MNRAS.197..815B. doi:10.1093 / mnras / 197.3.815.
  20. ^ Butler, C. J .; et al. (Březen 1987). „Rotační modulace a erupce na systémech RS CVn a BY DRA. II - IUE pozorování BY Draconis a AU Microscopii“. Astronomie a astrofyzika. 174 (1–2): 139–157. Bibcode:1987A & A ... 174..139B.
  21. ^ A b Stanimir A. Metchev; Joshua A. Eisner a Lynne A. Hillenbrand (20. března 2005). „Adaptivní optické zobrazování Circumstellar disku AU Microscopii: Důkaz pro dynamickou evoluci“. Astrofyzikální deník. 622 (1): 451–462. arXiv:astro-ph / 0412143. Bibcode:2005ApJ ... 622..451M. doi:10.1086/427869. S2CID  16455262.
  22. ^ E. Masciadri; R. Mundt; Čt. Henning & C. Alvarez (1. června 2005). „Hledání horkých masivních extrasolárních planet kolem mladých hvězd v okolí pomocí adaptivního optického systému NACO“. Astrofyzikální deník. 625 (2): 1004–1018. arXiv:astro-ph / 0502376. Bibcode:2005ApJ ... 625,1004M. doi:10.1086/429687. S2CID  15070805.
  23. ^ Plavchan, Peter; Barclay, Thomas; Gagné, Jonathan; et al. (2020). „Planeta v disku trosek kolem hvězdy před hlavní posloupností AU Microscopii“. Příroda. 582 (7813): 497–500. arXiv:2006.13248. Bibcode:2020Natur.582..497P. doi:10.1038 / s41586-020-2400-z. PMC  7323865. PMID  32581383.
  24. ^ A b Addison, Brett C .; Horner, Jonathan; Wittenmyer, Robert A .; Plavchan, Peter; Wright, Duncan J .; Nicholson, Belinda A .; Marshall, Jonathan P .; Clark, Jake T .; Kane, Stephen R .; Hirano, Teruyuki; Kielkopf, John; Shporer, Avi; Tinney, C. G .; Zhang, Hui; Ballard, Sarah; Lůžkoviny, Timothy; Bowler, Brendan P .; Mengel, Matthew W .; Okumura, Jack; Gaidos, Eric (2020), Nejmladší planeta s měřením vyrovnání rotace na oběžné dráze AU Mic b, arXiv:2006.13675
  25. ^ KATALOG EXOPLANET AU Microscopii b na exoplanets.nasa.gov
  26. ^ Vyšetřování mladého systému AU Mic pomocí SPIRou: rozsáhlé hvězdné magnetické pole a hmota blízké planety, 2020, arXiv:2011.13357
  27. ^ Paul Kalas, James R. Graham a Mark Clampin (23. června 2005). „Planetární systém jako původ struktury ve Fomalhautově prachovém pásu“. Příroda. 435 (7045): 1067–1070. arXiv:astro-ph / 0506574. Bibcode:2005 Natur.435.1067K. doi:10.1038 / nature03601. PMID  15973402. S2CID  4406070.
  28. ^ Aki Roberge; Alycia J. Weinberger; Seth Redfield a Paul D. Feldman (20. června 2005). „Rychlá ztráta prvotního plynu z disku trosky AU Microscopii“. Astrofyzikální deník. 626 (2): L105 – L108. arXiv:astro-ph / 0505302. Bibcode:2005ApJ ... 626L.105R. doi:10.1086/431899. S2CID  367734.
  29. ^ C. H. Chen; B. M. Patten; M. W. Werner; C. D. Dowell; K. R. Stapelfeldt; I. píseň; J. R. Stauffer; M. Blaylock; K. D. Gordon a V. Krause (1. prosince 2005). „Spitzerova studie prachových disků v okolí, mladé hvězdy“. Astrofyzikální deník. 634 (2): 1372–1384. Bibcode:2005ApJ ... 634.1372C. doi:10.1086/497124.
  30. ^ Michael C. Liu; Brenda C. Matthews; Jonathan P. Williams a Paul G. Kalas (10. června 2004). „Submilimetrové hledání blízkých mladých hvězd pro studený prach: Objev disků trosek kolem dvou hvězd s nízkou hmotností“. Astrofyzikální deník. 608 (1): 526–532. arXiv:astro-ph / 0403131. Bibcode:2004ApJ ... 608..526L. doi:10.1086/392531. S2CID  9178164.
  31. ^ A b C John E. Kirst; D. R. Ardila; D. A. Golimowski; M. Clampin; H. C. Ford; G. D. Illingworth; G. F. Hartig; F. Bartko; N. Benítez; J. P. Blakeslee; R. J. Bouwens; L. D. Bradley; T. J. Broadhurst; R. A. Brown; C. J. Burrows; E. S. Cheng; N. J. G. Cross; R. Demarco; P. D. Feldman; M. Franx; T. Goto; C. Gronwall; B. Holden; N. Homeier; L. Infante; R. A. Kimble; M. P. Lesser; A. R. Martel; S. Mei; F. Mennanteau; G. R. Meurer; G. K. Miley; V. Motta; M. Postman; P. Rosati; M. Sirianni; W. B. Sparks; H. D. Tran; Z. I. Tsvetanov; R. L. White & W. Zheng (únor 2005). „Pokročilá kamera pro Hubbleův kosmický dalekohled pro průzkumy koronografickým zobrazením disku trosky AU Microscopii“. Astronomický deník. 129 (2): 1008–1017. Bibcode:2005AJ .... 129,1008K. doi:10.1086/426755.
  32. ^ A b Michael C. Liu (3. září 2004). „Substruktura v cirkulárním disku kolem Young Star AU Microscopii“. Věda. 305 (5689): 1442–1444. arXiv:astro-ph / 0408164. Bibcode:2004Sci ... 305.1442L. doi:10.1126 / science.1102929. PMID  15308766. S2CID  8457455.
  33. ^ „Tajemné vlnky nalezeny závodní skrz disk formující planetu“. Hubblesite. Archivováno z původního dne 11. října 2015. Citováno 8. října 2015.
  34. ^ Sanders, Robert (01.01.2007). „Prach kolem nedaleké hvězdy jako prachový sníh“. UC Berkeley News. Archivováno z původního dne 15. ledna 2007. Citováno 2007-01-11.
  35. ^ „Hubble zachytil kuličky materiálu, které se šíří hvězdným diskem“. www.spacetelescope.org. Citováno 10. ledna 2019.

externí odkazy