Tener microscopios

Coordenadas: 20 h 45 m 09. 5318 s, - 31° 20 ' 27. 238 " AU Microscopii (Au Mic) es una joven estrella enana roja visible en la constelación del microscopio; está a 10 parsecs (32 años luz) del sistema solar, casi ocho veces la distancia que separa el sol de Próxima Centauri. La estrella es parte de la Asociación Beta Pictoris y podría estar gravitativamente vinculada a la estrella binaria en Microscopii. Al igual que β Pictoris, AU Microscopii está rodeado por un disco de escombros.

AU Microscopii es una enana roja típica de clase M, con una masa de aproximadamente la mitad de la masa solar y un radio igual al 60% de la del Sol. La baja temperatura superficial, igual a 3730 K, asociada con una superficie radiante igualmente pequeña devuelve un valor de brillo equivalente a una décima parte del brillo de nuestra estrella. AU Mic es una estrella muy joven, variable, con una edad estimada de solo 12 millones de años, menos del 1% de la edad del Sol. Descubierta en 1973, la variabilidad de la estrella, UV Tipo Ceti, es extrínseca a través de la emisión de destellos visibles en diferentes longitudes de onda del espectro electromagnético. Los episodios de variabilidad tienen un curso casi sinusoidal con un período de 4.865 días. La amplitud de la variación cambia lentamente con el tiempo: en la banda V era de aproximadamente 0,3 magnitudes en 1971, mientras que desde los años ochenta se ha reducido a solo 0,1 magnitudes.

AU Microscopii alberga un disco de escombros, resuelto ópticamente por primera vez en 2003. El disco está cortado del sistema solar y tiene un radio de al menos 200 uA; tal distancia de la estrella asegura que los materiales del disco no sean destruidos por ella. El disco tiene una relación entre las masas de gas y polvo de no más de 6:1, mucho más baja que la que generalmente se considera como el valor primordial de 100: 1; por esta razón, el disco se llama "pobre en gas" . Varias encuestas han demostrado la presencia de un hueco en la parte interna del disco, con una extensión radial, diferente dependiendo de la observación técnica: la distribución espectral de energía (SED) en las longitudes de onda submilimetriche indica una extensión radial 17au, mientras que la luz dispersa vuelve a un valor inferior, 12AU; la combinación del SED con el perfil de la superficie Brillo en su lugar, devuelve un valor aún menor, entre 1 y 10au La cantidad total de polvo visible en el disco se estima en la masa lunar, mientras que se cree que la masa de los planetesimales más grandes de los que se originarían sería de al menos seis masas lunares. Las partes más internas del disco son asimétricas y muestran estructuras particulares dentro de 40au de la Estrella; Estas estructuras se han comparado con las esperadas en el caso de influencias de cuerpos grandes (planetas) o en el caso en que el disco ha encontrado recientemente fenómenos de formación planetaria. La presencia de la brecha interna y las estructuras en el disco ha llevado a muchos astrónomos a buscar posibles planetas orbitando AU Mic, pero sin resultados. El brillo superficial del disco en función de la proyección de la distancia b de la estrella tiene una forma característica. En B ≈ 15AU las regiones más internas del disco aparecen densidad casi constante, pero moviéndose hacia afuera (b & gt; 15AU), la densidad comienza a disminuir, primero lentamente (B −α, donde α≈1.8), luego, en b ≈ 43au, más bruscamente (B −α, donde α≈4.8). La forma de este tipo de "ley del poder roto" es similar a la del disco de β Pictoris.

Después de años de observaciones del disco de desechos, el análisis combinado de los datos de los telescopios Tess y Spitzer permitió detectar un planeta, con dimensiones Neptunianas y que recibió el nombre de Au Mic b

Estrellas de la constelación del microscopio

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