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AU Microscopii

AU Microscopii (AU Mic / HD 197481 / GJ 803)[1]​ es una estrella en la constelación de Microscopium que se encuentra a 32,4 años luz de distancia del sistema solar. De magnitud aparente +8,61, visualmente se encuentra al noroeste de α Microscopii, al suroeste de ω Capricorni, al sur de Dabih (β Capricorni) y al este de Askella (ζ Sagittarii).[2]​

AU Microscopii
Impresión artística de AU Microscopii. Créditos: NASA/ESA/G. Bacon (STScI).
Constelación Microscopium
Ascensión recta α 20h 45min 09.53s
Declinación δ –31° 20’ 27.2’’
Distancia 32,4 ± 0,4 años luz
Magnitud visual +8,61
Magnitud absoluta +8,61
Luminosidad 0,03 soles
Temperatura 3730 K
Masa 0,50 soles
Radio 0,59 soles
Tipo espectral M1Ve
Velocidad radial +1,2 km/s

Características físicas

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AU Microscopii es una enana roja de tipo espectral M1Ve[1]​ con una temperatura efectiva de 3730 K.[3]​ Es una estrella joven de solo 12 millones de años de edad, menos del 1 % de la del Sol.[4]​ Tiene solo la mitad de la masa del Sol[5]​[6]​ y una décima parte de su luminosidad. Es miembro de la Asociación estelar de β Pictoris[7]​[8]​ y, al igual que β Pictoris, se halla rodeada por un disco de polvo circunestelar. Probablemente forma un sistema triple con la estrella binaria AT Microscopii, situada a solo 1,18 años luz.[9]​

AU Microscopii presenta una variación de brillo casi sinusoidal con un período de 4,865 días. No obstante, la amplitud de esta variación cambia lentamente con el tiempo; la variación en banda V era de 0,3 magnitudes en 1971, disminuyendo a 0,1 magnitudes para 1980.[10]​

Por otra parte, las observaciones de AU Microscopii en todo el espectro electromagnético han puesto de manifiesto que es una estrella fulgurante en todas las longitudes de onda comprendidas entre ondas de radio y rayos X.[11]​[12]​[13]​[14]​ Las fulguraciones de AU Microscopii fueron identificadas por vez primera en 1973.[15]​[16]​

Disco circunestelar de polvo

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AU Microscopii posee un disco circunestelar de polvo, orientado de perfil respecto al observador terrestre,[17]​ cuyo radio es de al menos 200 UA. La relación entre las masas del gas y del polvo en el disco no es superior a 6:1, muy por debajo del valor primordial asumido de 100:1,[18]​ por lo que el disco es calificado como "pobre en gas". Se estima que la masa del polvo visible en el disco es al menos equivalente a la masa de la Luna, mientras que los planetesimales más grandes que han producido el polvo deben terner una masa al menos seis veces mayor.[19]​

La distribución de energía espectral del disco en longitudes de onda submilimétricas indica la presencia de un agujero en el interior del disco que se extiende hasta 17 UA,[20]​ mientras que las imágenes de luz dispersada estiman que el radio de dicho agujero es de 12 UA.[21]​ Por su parte, al combinar la distribución de energía espectral con el perfil de brillo superficial se obtiene un valor inferior para el radio del agujero interior, entre 1 y 10 UA.[22]​

 
Imagen del disco circunestelar que rodea a AU Microscopii obtenida con el telescopio espacial Hubble.

La parte interior del disco es asimétrica y muestra una estructura en las 40 UA más interiores. Esta estructura interna ha sido comparada con la que podría esperarse si el disco se viese influenciado por cuerpos de mayor tamaño o si hubiese tenido lugar formación planetaria reciente.[23]​ La presencia del agujero interior, así como su estructura asimétrica, ha propiciado la búsqueda de planetas extrasolares en órbita alrededor de AU Microscopii, sin que hasta la fecha exista evidencia de su existencia.[22]​[24]​ Sin embargo, estudios basados en observaciones del telescopio espacial Hubble sostienen que el disco probablemente contiene embriones planetarios del tamaño de Plutón en crecimiento para formar cuerpos más grandes.[25]​

El brillo superficial del disco como función de la distancia proyectada b respecto a la estrella, muestra una forma característica. Así, las 15 UA interiores del disco parecen tener una densidad aproximadamente constante.[21]​ A partir de b ≈ 15 UA, la densidad comienza a disminuir; al principio dicha disminución es lenta, de acuerdo a b -α —donde α ≈ 1,8— pero, a partir de b ≈ 43 UA, el brillo cae más abruptamente según b -α, siendo α ≈ 4,8.[21]​

El disco de polvo en torno a AU Microscopii ha sido estudiado en diversas longitudes de onda, permitiendo obtener distinta información sobre el mismo. En longitudes de onda visibles, la luz observada es la luz estelar dispersada por las partículas de polvo en nuestra línea de visión. Las observaciones en estas longitudes de onda utilizan un punto coronográfico para bloquear la luz que proviene directamente de la estrella, proporcionando imágenes del disco en alta resolución. Dado que la dispersión es deficiente para la luz de longitud de onda más larga que el tamaño de los grano de polvo, la comparación entre imágenes a diferentes longitudes de onda —espectro visible e infrarrojo cercano, por ejemplo— da información sobre el tamaño de los granos de polvo que forman el disco.[26]​

Referencias

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  1. ↑ a b AU Microscopii - Flare Star (SIMBAD)
  2. ↑ AU and AT Microscopii AB (Solstation)
  3. ↑ Linsky, J. L., Bornmann, P. L., Carpenter, K. G., Hege, E. K., Wing, R. F., Giampapa, M. S. (1982). «Outer atmospheres of cool stars. XII - A survey of IUE ultraviolet emission line spectra of cool dwarf stars.Part 1». The Astrophysical Journal 260: 670-694. doi:10.1086/160288. Consultado el 14 de junio de 2007. 
  4. ↑ Peter Plavchan, M. Jura, and S. J. Lipsc (2005). «Where Are the M Dwarf Disks Older Than 10 Million Years?». The Astrophysical Journal 631 (2): 1161-1169. doi:10.1086/432568. 
  5. ↑ Del Zanna, G.; Landini, M. and Mason, H. E. (2002). «Spectroscopic diagnostics of stellar transition regions and coronae in the XUV: AU Mic in quiescence». Astronomy and Astrophysics 385: 968-985. doi:10.1051/0004-6361:20020164. Consultado el 30 de mayo de 2007. 
  6. ↑ David Mouillet (2004). «Nearby Planetary Disks». Science 303 (5666): 1982-1983. PMID 15044792. doi:10.1126/science.1095851. 
  7. ↑ B Zuckerman and Inseok Song (2004). «Young Stars Near the Sun». Annual Review of Astronomy &Astrophysics 42 (1): 685-721. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134111. 
  8. ↑ Barrado y Navascués, David; Stauffer, John R.; Song, Inseok; Caillault, J.-P. (1999). «The Age of beta Pictoris». The Astrophysical Journal 520 (2): L123-L126. doi:10.1086/312162. Consultado el 14 de mayo de 2007. 
  9. ↑ Monsignori Fossi, B. C.; Landini, M.; Drake, J. J.; Cully, S. L. (1995). «The EUV spectrum of AT Microscopii.». Astronomy & Astrophysics 302: 193. Consultado el 13 de enero de 2008. 
  10. ↑ Butler, C. J., Doyle, J. G., Andrews, A. D., Byrne, P. B., Linsky, J. L., Bornmann, P. L. (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. Consultado el 28 de mayo de 2007. 
  11. ↑ Maran, S. P.; Robinson, R. D.; Shore, S. N.; Brosius, J. W.; Carpenter, K. G.; Woodgate, B. E.; Linsky, J. L.; Brown, A.; Byrne, P. B.; Kundu, M. R.; White, S.; Brandt, J. C.; Shine, R. A.; Walter, F. M. (1994). «Observing stellar coronae with the Goddard High Resolution Spectrograph. 1: The dMe star AU microscopoii». The Astrophysical Journal 421 (2): 800-808. doi:10.1086/173692. Consultado el 28 de mayo de 2007. 
  12. ↑ Cully, Scott L.; Siegmund, Oswald H. W.; Vedder, Peter W.; Vallerga, John V. (1993). «Extreme Ultraviolet Explorer deep survey observations of a large flare on AU Microscopii». The Astrophysical Journal 414 (2): L49-L52. doi:10.1086/156986. Consultado el 28 de mayo de 2007. 
  13. ↑ Kundu, M. R., Jackson, P. D., White, S. M., & Melozzi, M. (1987). «Microwave observations of the flare stars UV Ceti, AT Microscopii, and AU Microscopii». The Astrophysical Journal 312: 822-829. doi:10.1086/164928. Consultado el 28 de mayo de 2007. 
  14. ↑ Tsikoudi, V. and Kellett, B. J. (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. Consultado el 30 de mayo de 2007. 
  15. ↑ W.E. Kunkel (1973). «Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood». The Astrophysical Journal Supplement 25: 1. doi:10.1086/190263. Consultado el 28 de mayo de 2007. 
  16. ↑ Butler, C. J.; Byrne, P. B.; Andrews, A. D.; Doyle, J. G. (1981). «Ultraviolet spectra of dwarf solar neighbourhood stars. I». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 197: 815-827. Consultado el 28 de mayo de 2007. 
  17. ↑ Paul Kalas, James R. Graham and Mark Clampin (2005). «A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt». Nature 435 (7045): 1067-1070. doi:10.1038/nature03601. 
  18. ↑ Aki Roberge, Alycia J. Weinberger, Seth Redfield, and Paul D. Feldman (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, I. Song, J. R. Stauffer, M. Blaylock, K. D. Gordon, and V. Krause (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 (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 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, AND W. Zheng (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 Stanimir A. Metchev, Joshua A. Eisner, and Lynne A. Hillenbrand (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. ↑ Michael C. Liu (2004). «Substructure in the Circumstellar Disk Around the Young Star AU Microscopii». Science 305 (5689): 1442-1444. PMID 15308766. doi:10.1126/science.1102929. 
  24. ↑ E. Masciadri, R. Mundt, Th. Henning, and C. Alvarez (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. 
  25. ↑ Quillen, Alice C.; Morbidelli, Alessandro; Moore, Alex (2007). «Planetary embryos and planetesimals residing in thin debris discs». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 380 (4). pp. 1642-1648. 
  26. ↑ Sanders, Robert (8 de enero de 2007). «Dust around nearby star like powder snow». UC Berkeley News. Consultado el 11 de enero de 2007. 
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