|
|tipo = Stella
|nome_stella=AU Microscopii
|immagine= The View from Within AU MICMicroscopii's MEDIUMDisk.jpg
|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=32 [[anno luce{{M|a.l.]]31,68|ul=al}}
|epoca=[[J2000.0]]
|ar={{RA|20|45|09,5318}}
|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>
|massa_sole=0,5
|raggio_sole=0,5982<ref name="Donati2023"/>
|luminosità_sole=0,02909
|temp_med = 3730 [[Kelvin{{M|3665|31|ul=K]] }}
|periodo_rotaz= 4,863 giorni<ref name="Donati2023"/>
|velocità_radiale= 1,2 km/s
|età= {{M|22|3|u=[[milioni]] di [[anni]]}}
|moto_proprio={{moto proprio|ar=280,37|dec=-360,09}}
|velocità_radiale= {{M|1,2|u=km/s}}
|parallasse= 100,59 ± 1,35 mas
|moto_proprio={{moto proprio|ar=280,37|dec={{M|-360,09}}}}
|designazioni_alternative_stellari=[[catalogo Gliese|GJ]] 803, CD -31°17815, [[catalogo HD|HD]] 197481, LTT 8214, GCTP 4939.00, [[catalogo SAO|SAO]] 212402, Vys 824, LDS 720 A, [[catalogo Hipparcos|HIP]] 102409.
|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| autore = S. P. Maran, |autore2=|autore3=|nome2=B. E. |cognome2=Woodgate, |nome3=K. G. |cognome3=Carpenter, ''et al''|data=settembre 1991|titolo = An Investigation of the Flare Star AU Mic with the Goddard High Resolution Spectrograph on the Hubble Space Telescope|data=settembre 1991|rivista = Bulletin of the American Astronomical Society|volume = 23|pagine numero= 1382|lingua=en|url=httphttps://adsui.absadsabs.harvard.comedu/abs/1991BAAS...23.1382M/abstract|nome1=S. P.|pagine=1382|etal=sì|cognome1=Maran}}</ref> visibile nella [[costellazione]] del [[Microscopio (costellazione)|costellazione del Microscopio]]; dista quasi 10 [[parsec]] (32 [[anno luce|anni luce]]) dal [[sistema solare]], quasi otto volte la distanza che separa il [[Sole]] da [[Proxima Centauri]].<ref name = "KALASETAL04">{{cita pubblicazione|lingua=en|url = httphttps://www.sciencemag.org/cgi/content/full/303/5666/1990|titolo = Discovery of a Large Dust Disk Around the Nearby Star AU Microscopii|autorenome1 = P. |cognome1=Kalas, |nome2=M. C. |cognome2=Liu, |nome3=B. C. |cognome3=Matthews|data = 26 marzo 2004|rivista = [[Science]]|volume = 303|numero = 5666|pagine = 1990–1992|doi = 10.1126/science.1093420|id=PMID 14988511}}</ref>
La stella fa parte dell'[[Associazione di Beta Pictoris]]<ref>{{cita pubblicazione|nome2=I.|cognome2=Song|data=settembre 2004|titolo = Young Stars Near the Sun|autore = B. Zuckerman, I. Song |rivista = [[Annual Review of Astronomy & Astrophysics|data=settembre 2004]]|volume = 42|numero = 1|pagine lingua= 685–721en|doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134111|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA&A..42..685Z|doi nome1= 10B.1146/annurev.astro.42.053102.134111|cognome1=Zuckerman|pagine=685–721}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|autorelingua=en|nome1 = D. |cognome1=Barrado y Navascués, |nome2=J. R. |cognome2=Stauffer, |nome3=I. |cognome3=Song, |nome4=J.-P. |cognome4=Caillault|titolo = The Age of beta Pictoris|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1º agosto 1999|volume = 520|numero = 2|pagine = L123–L126|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...520L.123B|doi = 10.1086/312162}}</ref> e potrebbe essere gravitativamente legata alla [[stella binaria]] [[AT Microscopii]].<ref>{{cita pubblicazione|autorelingua=en|nome1 = B. C. |cognome1=Monsignori Fossi,|nome2= M. |cognome2=Landini, |nome3=J. J. |cognome3=Drake, |nome4=S. L. |cognome4=Cully |titolo = The EUV spectrum of AT Microscopii|data=ottobre 1995|rivista = Astronomy & Astrophysics|volume = 302|pagine = 193|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995A&A...302..193M}}</ref> Come {{STL|Beta|Pic}}, AU Microscopii è circondata da un [[cintura asteroidale|disco di detriti]].
== 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|160px|left|upright=1|AU Microscopii fotografata nell'[[radiazione infrarossa|infrarosso]] (banda J). ''[[2MASS]]'']]
AU Microscopii è una tipica [[nana rossa]] di classe M, con una [[massa (fisica)|massa]] circache laè metàil 60% della [[massa solare]] ed un [[raggio (astronomia)|raggio]] pari al 60dell'82% di [[raggio solare|quello del Sole]].<ref name="Donati2023"/><ref name="DELZANNA2002">{{cita pubblicazione|autorelingua=en|nome1 = G. |cognome1=Del Zanna, |nome2=M. |cognome2=Landini, |nome3=H. E. |cognome3=Mason |titolo = Spectroscopic diagnostics of stellar transition regions and coronae in the XUV: AU Mic in quiescence|rivista = Astronomy and Astrophysics|volume = 385 |numero = 3 |data = aprile 2002|pagine = 968–985|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...385..968D |doi = 10.1051/0004-6361:20020164}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|url = httphttps://www.sciencemag.org/cgi/content/full/sci;303/5666/1982|titolo = Nearby Planetary Disks|autore = D. Mouillet|rivista = Science|volume = 303|numero = 5666|pagine = 1982–1983|data = 26 marzo 2004|doi = 10.1126/science.1095851|id=PMID 15044792}}</ref> La bassa [[temperaturaTemperatura effettivaefficace|temperatura superficiale]], paridi acirca 37303700 [[Kelvin|K]],<ref name=Martioli/> associata ad un'altrettanto piccola superficie radiante restituisce un valore della [[Luminosità (astronomia)|luminosità]] equivalente a un decimo della [[luminosità solare|luminosità della nostra stella]].<ref name = "LINSKYETAL82">{{cita pubblicazione|autorelingua=en|nome1 = J. L. |cognome1=Linsky, |nome2=P. L. |cognome2=Bornmann, |nome3=K. G. |cognome3=Carpenter, ''et al''|etal=sì|titolo = Outer atmospheres of cool stars. XII - A survey of IUE ultraviolet emission line spectra of cool dwarf stars|rivista = The Astrophysical Journal|data = 15 settembre 1982| numero = 1|volume = 260|pagine = 670–694|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...260..670L|doi = 10.1086/160288}}</ref> associata ad un'altrettanto piccola superficie radiante restituisce un valore della [[luminosità (fisica)|luminosità]] equivalente a un decimo della [[luminosità solare|luminosità della nostra stella]].<ref name = "LINSKYETAL82"/>
AU Mic è una stella molto giovane, di [[Stella di pre-sequenza principale|presequenza-principale]] e [[stella variabile|variabile]], con un'età stimata in appena 1222 milioni di anni, meno dell'10,5% dell'età del Sole.<ref name=La "PLAVCHANETAL05">{{citagiovane pubblicazione|autoreetà =è P.evidente Plavchan,anche M.dal Jura,periodo di S.rotazione, J.che Lipsc|titoloaumenta =con Wherel'età; AreAU theMicroscopii Mruota Dwarfinfatti Disksin Oldermeno Thandi 105 Milliongiorni Years?|rivista(contro =i Thecirca Astrophysical25 Journal|datagiorni =del 1º ottobre 2005|volume = 631|numero = 2|pagine = 1161–1169|url = http://adsabsSole.harvard.edu/abs/2005ApJ...631.1161P|doi<ref name= 10.1086Martioli/432568}}</ref>
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|autorelingua=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|autorelingua=en|nome1 = S. P. |cognome1=Maran, |nome2=R. D. |cognome2=Robinson, |nome3=S. N. |cognome3=Shore, ''et al'' |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|issue numero= 2}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|autorelingua=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|issue numero= 2}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|autorelingua=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|autorelingua=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 [[sinusoideOnda 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|autorelingua=en|nome1 = C. J. |cognome1=Butler, |nome2=J. G. |cognome2=Doyle, |nome3=A. D. |cognome3=Andrews, ''et al'' |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/>
== IlSistema disco di detritiplanetario ==
=== Il disco di detriti ===
[[Image:Debris disk AU Mic HST.jpg|left|thumb|250px|Immagine ripresa dal [[telescopio spaziale Hubble]] del disco che circonda la stella.]]
[[Image:Debris disk AU Mic HST.jpg|right|thumb|Immagine ripresa dal [[telescopio spaziale Hubble]] del disco che circonda la stella.]]
[[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>
AUDiverse Microscopiiindagini ospitahanno unmostrato [[cinturala asteroidale|discopresenza di detriti]],una risoltolacuna otticamentenella perparte lapiù primainterna voltadel neldisco, 2003.<refcon nameun'estensione =radiale "KALASETAL04"differente />a Ilseconda discodella sitecnica mostraosservativa: dila tagliodistribuzione dalspettrale dell'energia (SED) alle [[sistemaRadiazione solareTerahertz|lunghezze d'onda submillimetriche]] indica un'estensione radiale di {{M|17|u=UA}},<ref>{{citaCita pubblicazione|autorelingua=en|titolo = P.A Kalas,Submillimeter J.Search R.of Graham,Nearby M.Young ClampinStars |titolofor =Cold ADust: planetaryDiscovery systemof asDebris theDisks originaround ofTwo structureLow-Mass in Fomalhaut's dust beltStars| rivistanome1 = NatureMichael|volume cognome1=C. 435Liu|data nome2=Brenda 23 giugno 2005C.|pagine cognome2= 1067–1070Matthews|url nome3=Jonathan http://adsabsP.harvard.edu/abs/2005Natur.435.1067K|doi cognome3=Williams|nome4=Paul 10G.1038/nature03601|numero cognome4=Kalas|rivista 7045 |id=PMID 15973402}}</ref> e possiede un raggio di almeno 200 [[unitàAstrophysical astronomicaJournal|unitàThe astronomicheAstrophysical (UA)Journal]];|data=10 unagiugno simile2004|volume distanza= dalla608|numero stella= fa1|pagine sì= che526–532|bibcode i= materiali2004ApJ...608..526L|doi del= disco non vengano da essa distrutti10.1086/392531}}</ref> namementre =l'osservazione "KALASETAL04"in />luce Ildiffusa disco presentarestituisce un rapportovalore tra le masse del gas e delle polveri di non più di 6:1inferiore, decisamente inferiore rispetto a quello solitamente considerato come il valore primordiale di 100:1{{M|12|u=UA}};<ref name = "ROBERGEETAL05KIRSTETAL05">{{cita pubblicazione|autore lingua=en|nome1= AJ. Roberge, AE. J|cognome1=Kirst|nome2=D. Weinberger, SR. Redfield, P|cognome2=Ardila|nome3=D. DA.|cognome3=Golimowski|etal=sì Feldman|titolo = RapidHubble DissipationSpace ofTelescope PrimordialAdvanced GasCamera fromfor Surveys Coronagraphic Imaging of the AU Microscopii Debris Disk |rivistadata = Thefebbraio Astrophysical Journal2005|datarivista = 20The giugnoAstronomical 2005Journal| volume = 626129|numero = 2|pagine = L105–L1081008–1017|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ2005AJ...626L.105R129.1008K|doi = 10.1086/431899426755}}</ref> perla questacombinazione ragionedella ilSED discocon èil definitoprofilo "poverodella diluminosità gas"superficiale (''gas-poor'').restituisce Lainvece quantitàun complessivavalore delleancora polveri visibili nel disco è stimata sulla [[massa lunare]]inferiore, mentrecompreso sitra ritiene1 chee la{{M|10|u=UA}}.<ref massaname dei= [[planetesimi]] più grandi da cui queste avrebbero origine sarebbe di almeno sei masse lunari.<ref"METCHEVETAL05">{{cita pubblicazione|autorelingua=en|nome1 = CS. HA. Chen, B|cognome1=Metchev|nome2=J. MA. Patten, M|cognome2=Eisner|nome3=L. WA.|cognome3=Hillenbrand Werner,|titolo C.= D.Adaptive Dowell,Optics K.Imaging R.of Stapelfeldt,the ''etAU al''Microscopii |titoloCircumstellar =Disk: AEvidence Spitzerfor StudyDynamical ofEvolution Dusty Disks around Nearby, Young Stars|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1º20 dicembremarzo 2005|volume = 634622|numero = 21|pagine = 1372–1384451–462|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...634622.1372C.451M |doi = 10.1086/497124427869}}</ref>
Le porzioni più interne del disco si presentano asimmetriche e mostrano delle strutture particolari entro {{M|40|u=UA}} dalla stella;<ref name = "LIU04">{{cita pubblicazione|lingua=en|titolo = Substructure in the Circumstellar Disk Around the Young Star AU Microscopii|autore = M. C. Liu |rivista = Science|data = 3 settembre 2004|volume = 305|numero = 5689|pagine = 1442–1444|url = https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/305/5689/1442 |doi = 10.1126/science.1102929 |id=PMID 15308766}}</ref> tali strutture sono state confrontate con quelle attese nel caso di influenze da parte di corpi di grandi dimensioni ([[pianeta|pianeti]]) oppure nel caso in cui il disco sia recentemente andato incontro a fenomeni di [[nebulosa solare|formazione planetaria]].<ref name = "LIU04"/>
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 [[radiazione submillimetrica|lunghezze d'onda submillimetriche]] indica un'estensione radiale di 17 UA,<ref>{{Cita pubblicazione|titolo = A Submillimeter Search of Nearby Young Stars for Cold Dust: Discovery of Debris Disks around Two Low-Mass Stars|autore = Michael C. Liu, Brenda C. Matthews, Jonathan P. Williams, and Paul G. Kalas|rivista = [[The Astrophysical Journal]]|data=10 giugno 2004|volume = 608|numero = 1|pagine = 526–532|bibcode = 2004ApJ...608..526L|doi = 10.1086/392531}}</ref> mentre l'osservazione in luce diffusa restituisce un valore inferiore, 12 UA;<ref name = "KIRSTETAL05">{{cita pubblicazione|autore = J. E. Kirst, D. R. Ardila, D. A. Golimowski, ''et al'' |titolo = Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys Coronagraphic Imaging of the AU Microscopii Debris Disk|data = febbraio 2005|rivista = The Astronomical Journal|volume = 129|numero = 2|pagine = 1008–1017|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129.1008K|doi = 10.1086/426755}}</ref> la combinazione della SED con il profilo della luminosità superficiale restituisce invece un valore ancora inferiore, compreso tra 1 e 10 UA.<ref name = "METCHEVETAL05">{{cita pubblicazione|autore = S. A. Metchev, J. A. Eisner, L. A. Hillenbrand |titolo = Adaptive Optics Imaging of the AU Microscopii Circumstellar Disk: Evidence for Dynamical Evolution |rivista = The Astrophysical Journal|data = 20 marzo 2005|volume = 622|numero = 1|pagine = 451–462|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622..451M |doi = 10.1086/427869}}</ref>
La presenza della lacuna interna e delle strutture nel disco ha indotto numerosi astronomi a ricercare eventuali [[pianeta extrasolare|pianeti]] in orbita attorno ad AU Mic, senza però risultati.<ref name = "METCHEVETAL05" /><ref name = "MASCIADRIETAL05">{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1 = E.|cognome1=Masciadri|nome2=R.|cognome2=Mundt|nome3=T.|cognome3=Henning|nome4=C.|cognome4=Alvarez|titolo = A Search for Hot Massive Extrasolar Planets around Nearby Young Stars with the Adaptive Optics System NACO|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1º giugno 2005|volume = 625|numero = 2|pagine = 1004–1018|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...625.1004M|doi = 10.1086/429687}}</ref>
Le porzioni più interne del disco si presentano asimmetriche e mostrano delle strutture particolari entro 40 UA dalla stella;<ref name = "LIU04">{{cita pubblicazione|titolo = Substructure in the Circumstellar Disk Around the Young Star AU Microscopii|autore = M. C. Liu |rivista = Science|data = 3 settembre 2004|volume = 305|numero = 5689|pagine = 1442–1444|url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/305/5689/1442 |doi = 10.1126/science.1102929 |id=PMID 15308766}}</ref> tali strutture sono state confrontate con quelle attese nel caso di influenze da parte di corpi di grandi dimensioni ([[pianeta|pianeti]]) oppure nel caso in cui il disco sia recentemente andato incontro a fenomeni di [[nebulosa solare|formazione planetaria]].<ref name = "LIU04"/>
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.
La presenza della lacuna interna e delle strutture nel disco ha indotto numerosi astronomi a ricercare eventuali [[pianeta extrasolare|pianeti]] in orbita attorno ad AU Mic, senza però risultati.<ref name = "METCHEVETAL05" /><ref name = "MASCIADRIETAL05">{{cita pubblicazione|autore = E. Masciadri, R. Mundt, T. Henning, C. Alvarez|titolo = A Search for Hot Massive Extrasolar Planets around Nearby Young Stars with the Adaptive Optics System NACO|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1º giugno 2005|volume = 625|numero = 2|pagine = 1004–1018|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...625.1004M|doi = 10.1086/429687}}</ref>
=== Pianeti ===
La luminosità superficiale del disco in funzione della proiezione della distanza <math>b</math> dalla stella ha una forma caratteristica. A <math>b</math>≈15 UA le regioni più interne del disco appaiono di densità pressoché costante,<ref name = "KIRSTETAL05" /> ma procedendo verso l'esterno (<math>b</math>>15 UA), la densità inizia a diminuire, dapprima lentamente (<math>b^{-\alpha}</math>, dove α≈1,8), quindi, a <math>b</math>≈43 UA, in maniera più accentuata (<math>b^{-\alpha}</math>, 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 Microscopii b]]<ref>{{Cita web|url=https://www.nasa.gov/feature/goddard/2020/nasa-s-tess-spitzer-missions-discover-a-world-orbiting-a-unique-young-star|titolo=NASA’s TESS, Spitzer Missions Discover a World Orbiting a Unique Young Star|data=24 giugno 2020|lingua=en}}</ref>
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|11.7|5|ul=massa terrestre}}
|densità1 = {{M|0.77|ul=g/cm3}}
|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 d|d]]
|massa2 = {{M|1.013|0.146|u=massa terrestre}}
|densità2 = —
|sem2 = —
|periodo_orb2 = 12,738 giorni
|ecc2 = 0,00097
|incl2 = 89,096°
|raggio2 = —
|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 ==
<references/>
{{References|2}}
== Voci correlate ==
* [[Cintura asteroidale]]
* [[UV Ceti]]
== Altri progetti ==
{{interprogetto}}
== Collegamenti esterni ==
[[Categoria:Nane rosse]]
[[Categoria:Stelle a brillamento]]
[[Categoria:Dischi circumstellari]]
[[Categoria:Sistemi planetari con tre pianeti confermati]]
[[en:AU Microscopii]]
[[es:AU Microscopii]]
[[fa:اییو میکروسکوپ]]
[[fi:AU Microscopii]]
[[ko:현미경자리 AU]]
[[nl:AU microscopii]]
[[ru:AU Микроскопа]]
[[sv:AU Microscopii]]
[[zh:顯微鏡座AU]]
| 