AU Microscopii: differenze tra le versioni
Contenuto cancellato Contenuto aggiunto
Aggiorno |
|||
| (23 versioni intermedie di 4 utenti non mostrate) | |||
Riga 2:
|tipo = Stella
|nome_stella=AU Microscopii
|immagine=
|didascalia= Rappresentazione artistica di AU Microscopii, del suo disco e di un ipotetico pianeta. Credit: NASA/ESA/G. Bacon (STScI)
|sigla_costellazione=Mic
|categoria=[[Nana rossa]]
|tipo_variabile=[[Stella a brillamento|UV Ceti]]
|distanza_anniluce={{M|
|epoca=[[J2000.0]]
|ar={{RA|20|45|09,5318}}
Riga 14:
|classe_spettrale=M1 Ve
|indice_di_colore= 1,45
|massa_sole=0,6<ref name="Donati2023">{{Cita pubblicazione|titolo=The magnetic field and multiple planets of the young dwarf AU Mic|autore=J-F Donati|etal=si|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=525|numero=1|anno=ottobre 2023|pp=455-475|url=https://academic.oup.com/mnras/article/525/1/455/7140536|arxiv=2304.09642}}</ref>
|raggio_sole=0,
|luminosità_sole=0,
|temp_med = {{M|
|periodo_rotaz= 4,863 giorni<ref name="Donati2023"/>
|età= {{M|22|3|u=[[milioni]] di [[anni]]}}
|velocità_radiale= {{M|1,2|u=km/s}}
Riga 24:
|parallasse= {{M|100,59|1,35|u=mas}}
|designazioni_alternative_stellari=[[catalogo Gliese|GJ]] 803, CD -31°17815, [[Catalogo Henry Draper|HD]] 197481, LTT 8214, GCTP 4939.00, [[catalogo SAO|SAO]] 212402, Vys 824, LDS 720 A, [[catalogo Hipparcos|HIP]] 102409.
|mappa=no
}}
'''AU Microscopii''' ([[nomenclatura delle stelle variabili|AU Mic]]) è una giovane [[stella]] [[nana rossa]]<ref>{{cita pubblicazione|
La stella fa parte dell'[[Associazione di Beta Pictoris]]<ref>{{cita pubblicazione|
== Osservazione ==
{{Mappa di localizzazione IAU
|mappa = Mic
|nome = AU Microscopii
|RA = {{RA|20|45|09,5318}}
|DEC = {{DEC|-31|20|27,238}}
|didascalia = Posizione della stella nella costellazione del Microscopio
|float = left
}}
AU Microscopii si trova nella parte nord-occidentale della piccola costellazione del Microscopio; essendo di magnitudine 8,6 non è visibile a [[occhio nudo]] ma è sufficiente un [[binocolo]] o un piccolo [[telescopio]] per poterla individuare.
Trovandosi a 31° a sud dell'[[equatore celeste]], la stella appartenente all'[[emisfero australe]] e la sua [[Declinazione (astronomia)|declinazione]] meridionale ne limita le possibilità di osservazione nell'[[emisfero boreale]], ove è osservabile solo nelle regioni a sud del 62º [[Parallelo (geografia)|parallelo]]. Il periodo di massima osservazione nel cielo serale ricade fra i mesi di luglio e novembre.
== Caratteristiche fisiche ==
[[File:HD197481 2MASS JBAND.png|thumb|left|upright=
AU Microscopii è una tipica [[nana rossa]] di classe M, con una [[massa (fisica)|massa]]
AU Mic è una stella molto giovane
Scoperta nel [[1973]],<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|autore = W. E. Kunkel |titolo = Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood|rivista = The Astrophysical Journal Supplement|anno = 1973|volume = 25|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJS...25....1K|pagine = 1|doi = 10.1086/190263}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = C. J.|cognome1=Butler|nome2=P. B.|cognome2=Byrne|nome3=A. D.|cognome3=Andrews|nome4=J. G.|cognome4=Doyle |titolo = Ultraviolet spectra of dwarf solar neighbourhood stars. I| rivista = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|data= dicembre 1981|volume = 197|pagine = 815–827|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1981MNRAS.197..815B}}</ref> la variabilità della stella, di tipo [[stella a brillamento|UV Ceti]], si estrinseca attraverso l'emissione di [[brillamento|brillamenti]] visibili alle diverse [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] dello [[spettro elettromagnetico]].<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = S. P.|cognome1=Maran|nome2=R. D.|cognome2=Robinson|nome3=S. N.|cognome3=Shore|etal=sì|titolo = Observing stellar coronae with the Goddard High Resolution Spectrograph. 1: The dMe star AU Microscopii|rivista = The Astrophysical Journal|volume = 421|pagine = 800–808|data = 1º febbraio 1994|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...421..800M|doi = 10.1086/173692|numero= 2}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = S. L.|cognome1=Cully|nome2=O. H. W.|cognome2=Siegmund|nome3=P. W.|cognome3=Vedder|nome4=J. V.|cognome4=Vallerga|titolo = Extreme Ultraviolet Explorer deep survey observations of a large flare on AU Microscopii|rivista = The Astrophysical Journal|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...414L..49C |volume = 414|pagine = L49–L52|data = 10 settembre 10 1993|doi = 10.1086/156986|numero= 2}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = M. R.|cognome1=Kundu|nome2=P. D.|cognome2=Jackson|nome3=S. M.|cognome3=White|nome4=M.|cognome4=Melozzi |titolo = Microwave observations of the flare stars UV Ceti, AT Microscopii, and AU Microscopii| rivista = The Astrophysical Journal|data = 15 gennaio 1987|volume = 312|pagine = 822–829|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...312..822K|doi = 10.1086/164928}}</ref><ref name = "TSIKOUDI2000">{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = V.|cognome1=Tsikoudi|nome2=B. J.|cognome2=Kellett |titolo = ROSAT All-Sky Survey X-ray and EUV observations of YY Gem and AU Mic|rivista = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume = 319|numero = 4|pagine = 1147–1153|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.319.1147T|data = dicembre 2000|doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.03905.x}}</ref> Il suo raggio e la sua luminosità sono relativamente alti per una stella di questa massa, poiché essendo di pre-sequenza principale si sta ancora contraendo;<ref name=Kane2021>{{Cita pubblicazione|titolo=Orbital Dynamics and the Evolution of Planetary Habitability in the AU Mic System|autore=Stephen R. Kane|etal=si|data=novembre 2021|url=https://arxiv.org/pdf/2111.01816.pdf}}</ref> in tempi relativamente brevi su scala astronomica la temperatura nel suo nucleo raggiungerà valori tali per sviluppare a pieno regime la [[fusione nucleare|fusione]] dell'[[idrogeno]] e a quel punto entrerà nella [[sequenza principale]] per rimanerci decine di miliardi di anni, per una stella della sua massa.<ref>{{cita web|url=https://www.astronomiamo.it/DivulgazioneAstronomica/Area/Le%20stelle/Evoluzione-stellare-diagramma-HR|titolo=Evoluzione stellare e diagramma HR|sito=astronomiamo.it}}</ref>
Gli episodi di variabilità hanno un andamento pressoché [[Onda sinusoidale|sinusoidale]] con un periodo di 4,865 giorni. L'ampiezza della variazione si modifica lentamente nel corso del tempo: nella [[sistema fotometrico UBV|banda V]] è stata di circa 0,3 [[magnitudine assoluta|magnitudini]] nel [[1971]], mentre dagli [[anni 1980|anni ottanta]] si è ridotta ad appena 0,1 magnitudini.<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = C. J.|cognome1=Butler|nome2=J. G.|cognome2=Doyle|nome3=A. D.|cognome3=Andrews|etal=sì|titolo = Rotational modulation and flares on RS CVn and BY DRA systems. II - IUE observations of BY Draconis and AU Microscopii|rivista = Astronomy and Astrophysics|data= marzo 1987|volume = 174|pagine = 139–157|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1987A&A...174..139B|numero = 1-2}}</ref> Le osservazioni con il [[telescopio spaziale TESS]] hanno rilevato una frequenza di 1 brillamento ogni 3,8 ore.<ref name=Martioli/>
==
=== Il disco di detriti ===
[[Image:Debris disk AU Mic HST.jpg|
[[File:Hubble captures blobs of material sweeping through stellar disc AU Microscopii.tif|thumb|Altre due immagini del telescopio Hubble del disco di detriti che circonda AU Microscopii: la freccia indica un grumo (in inglese ''blob'') di materia che, in sei anni, alla velocità di {{M|24000|ul=km/s}}, ha percorso oltre un miliardo di chilometri verso l'esterno del disco. La stella, al centro, è oscurata da un [[coronografo]].]]
AU Microscopii ospita un [[cintura asteroidale|disco di detriti]], risolto otticamente per la prima volta nel 2003.<ref name = "KALASETAL04" /> Il disco si mostra di taglio dal [[sistema solare]]<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = P.|cognome1=Kalas|nome2=J. R.|cognome2=Graham|nome3=M. |cognome3=Clampin |titolo = A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt| rivista = Nature|volume = 435|data = 23 giugno 2005|pagine = 1067–1070|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435.1067K|doi = 10.1038/nature03601|numero = 7045 |id=PMID 15973402}}</ref> e possiede un raggio di almeno {{M|200|ul=UA}}; una simile distanza dalla stella fa sì che i materiali del disco non vengano da essa distrutti.<ref name = "KALASETAL04" /> 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;<ref name = "ROBERGEETAL05">{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = A.|cognome1=Roberge|nome2=A. J.|cognome2=Weinberger|nome3=S.|cognome3=Redfield|nome4=P. D.|cognome4=Feldman|titolo = Rapid Dissipation of Primordial Gas from the AU Microscopii Debris Disk |rivista = The Astrophysical Journal|data = 20 giugno 2005| volume = 626|numero = 2|pagine = L105–L108|url =http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...626L.105R|doi = 10.1086/431899}}</ref> 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 [[Planetesimo|planetesimi]] più grandi da cui queste avrebbero origine sarebbe di almeno sei masse lunari.<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = C. H.|cognome1=Chen|nome2=B. M.|cognome2=Patten|nome3=M. W.|cognome3=Werner|nome4=C. D.|cognome4=Dowell|nome5=K. R.|cognome5=Stapelfeldt|etal=sì|titolo = A Spitzer Study of Dusty Disks around Nearby, Young Stars|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1º dicembre 2005|volume = 634|numero = 2|pagine = 1372–1384|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...634.1372C|doi = 10.1086/497124}}</ref>
Riga 54 ⟶ 69:
La luminosità superficiale del disco in funzione della proiezione della distanza ''b'' dalla stella ha una forma caratteristica. A ''b'' ≈ {{M|15|u=UA}} le regioni più interne del disco appaiono di densità pressoché costante,<ref name = "KIRSTETAL05" /> ma procedendo verso l'esterno (''b'' > {{M|15|u=UA}}), la densità inizia a diminuire, dapprima lentamente (''b''<sup>−α</sup>, dove α ≈ 1,8), quindi, a ''b'' ≈ {{M|43|u=UA}}, in maniera più accentuata (''b''<sup>−α</sup>, dove α ≈ 4,8).<ref name = "KIRSTETAL05" /> La forma di questa sorta di "[[legge di potenza]] spezzata" è simile a quella del disco di β Pictoris.
===
Dopo anni di osservazioni del disco di detriti, analisi combinate dei dati dei telescopi [[Transiting Exoplanet Survey Satellite|TESS]] e [[Telescopio spaziale Spitzer|Spitzer]] hanno consentito di rilevare nel giugno 2020 un pianeta, avente dimensioni [[Nettuno (astronomia)|nettuniane]] e a cui è stato dato il nome [[AU
Nel dicembre 2020 è stato scoperto un secondo pianeta con dimensioni simili; entrambi i pianeti sono [[Pianeta nettuniano caldo|nettuniani caldi]], anche il secondo, più distante, ha una temperatura elevata, attorno ai {{M|454|ul=K}}.<ref name=Martioli>{{cita pubblicazione|autore=E. Martioli|etal=si|titolo=New constraints on the planetary system around the young active star AU Mic. Two transiting warm Neptunes near mean-motion resonance|data=dicembre 2020|url=https://arxiv.org/pdf/2012.13238.pdf}}</ref> Nel febbraio 2023 è stata annunciata la scoperta di un terzo pianeta, [[AU Microscopii d]], la cui orbita è compresa tra quelle dei pianeti b e c. Ha una massa equiparabile a [[massa terrestre|quella terrestre]] e orbita attorno alla stella in 12,74 giorni. I tre pianeti sono in [[risonanza orbitale]] complessiva di 4:6:9, che equivale a dire che presi a coppie sono in risonanza 2:3, ossia b è in risonanza 2:3 con d, e quest'ultimo è in risonanza 2:3 con c, compiendo tre orbite mentre il pianeta più esterno (c) ne compie 2. Data la bassa [[eccentricità orbitale]], ci si aspetterebbe di osservare in futuro eventi di [[Transito (astronomia)|transito]] anche per il pianeta d, nonostante nelle osservazioni col [[telescopio spaziale TESS]] non si siano rilevati dati di transiti, probabilmente anche a causa dei picchi di attività della giovane e turbolenta stella madre e delle piccole dimensioni di questo pianeta.<ref name=Wittrock/> Secondo uno studio pubblicato nel 2025 e basato su osservazioni della [[variazione del tempo di transito]] col telescopio spaziale [[CHEOPS]] del pianeta c, il pianeta d orbiterebbe in un periodo di 12,6 giorni e la sua massa sarebbe appena il 20% di quella terrestre, vale a dire circa il doppio di quella di Marte.
La [[zona abitabile]] di AU Microscopii, dove possono esistere le condizioni adatte per sostenere la vita, è compresa tra una distanza di 0,31 e 0,6 [[Unità astronomica|UA]].<ref name=Kane2021/>
;Prospetto del sistema<ref name=HARPS>{{cita pubblicazione|autore=Norbert Zicher|etal=si|titolo=One year of AU Mic with HARPS: I - measuring the masses of the two transiting planets|data=3 marzo 2022|url=https://arxiv.org/pdf/2203.01750.pdf}}</ref><ref name=Wittrock>{{Cita pubblicazione|titolo=Validating AU Microscopii d with Transit Timing Variations|autore=Justin M. Wittrock|etal=si|rivista=preprint2 style in AASTeX631|data=9 febbraio 2023|url=https://arxiv.org/pdf/2302.04922.pdf}}</ref><ref name="Donati2023"/>
{{Prospetto sistemi planetari
|align=
|pianeta1 = [[AU Microscopii b|b]]
|massa1 = {{M|
|densità1 = {{M|
|sem1 = 0,0645 [[Unità astronomica|UA]]
|periodo_orb1 = 8,463 [[giorni]]
|ecc1 =0.04
|incl1 = 89,03°
|raggio1 = {{M|4,38|0,18|ul=raggio terrestre}}
|anno1 = 2020
|pianeta2 = [[AU Microscopii
|densità2 =
|sem2 =
|periodo_orb2 =
|
|incl2 = 89,096°
▲|raggio2 = {{M|3,51|0,16|u=raggio terrestre}}
|
|anno2 = 2023
|pianeta3 = [[AU Microscopii c|c]]
|massa3 = {{M|22.2|6.7|u=massa terrestre}}
|densità3 = 1,45 g/cm3
|sem3 = 0,1101 UA
|periodo_orb3 = 18,859 giorni
|ecc3 = 0,041
|incl3 = 88,62°
|raggio3 = {{M|3,51|0,16|u=raggio terrestre}}
|anno3 = 2020
|pianeta4 = [[AU Microscopii e|e]] *
|massa4 = {{M|35.2|6.7|5.4|u=massa terrestre}}
|densità4 =
|sem 4= —
|periodo_orb4 = 33,39 giorni
|ecc4 = —
|incl4 = —
|raggio4 = —
|anno4 = 2023
}}
<nowiki>*</nowiki> ''Non confermato''
== Note ==
Riga 83 ⟶ 125:
== Voci correlate ==
* [[Cintura asteroidale]]
* [[UV Ceti]]
== Altri progetti ==
Riga 96 ⟶ 139:
[[Categoria:Stelle a brillamento]]
[[Categoria:Dischi circumstellari]]
[[Categoria:Sistemi planetari con tre pianeti confermati]]
| |||