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|categoria=[[Nana rossa]]
|tipo_variabile=[[Stella a brillamento|UV Ceti]]
|distanza_anniluce={{M|32 [[anno luce|a.l.]]ul=al}}
|epoca=[[J2000.0]]
|ar={{RA|20|45|09,5318}}
|raggio_sole=0,59
|luminosità_sole=0,029
|temp_med = {{M|3730 [[Kelvin|ul=K]] }}
|velocità_radiale= {{M|1,2 |u=km/s}}
|moto_proprio={{moto proprio|ar=280,37|dec={{M|-360,09}}}}
|parallasse= {{M|100,59 ± |1,35 |u=mas}}
|designazioni_alternative_stellari=[[catalogo Gliese|GJ]] 803, CD -31°17815, [[catalogoCatalogo HDHenry Draper|HD]] 197481, LTT 8214, GCTP 4939.00, [[catalogo SAO|SAO]] 212402, Vys 824, LDS 720 A, [[catalogo Hipparcos|HIP]] 102409.
}}
'''AU Microscopii''' ([[nomenclatura delle stelle variabili|AU Mic]]) è una giovane [[stella]] [[nana rossa]]<ref>{{cita pubblicazione|autorelingua=en|nome1 = S. P. |cognome1=Maran, |nome2=B. E. |cognome2=Woodgate, |nome3=K. G. |cognome3=Carpenter, ''et al''|etal=sì|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 = 1382|url = http://ads.abs.harvard.com/1991BAAS...23.1382M|urlmorto = sì}}</ref> visibile nella [[costellazione]] del [[Microscopio (costellazione)|Microscopio]]; dista 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 = https://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|lingua=en|titolo = Young Stars Near the Sun|autorenome1 = B. |cognome1=Zuckerman, |nome2=I. |cognome2=Song |rivista = Annual Review of Astronomy & Astrophysics|data=settembre 2004|volume = 42|numero = 1|pagine = 685–721|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA&A..42..685Z|doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134111}}</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]].
== Caratteristiche fisiche ==
[[File:HD197481 2MASS JBAND.png|thumb|upright=0.7|left|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]] circa la metà della [[massa solare]] ed un [[raggio (astronomia)|raggio]] pari al 60% di [[raggio solare|quello del Sole]].<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 = https://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 effettiva (astrofisica)efficace|temperatura superficiale]], pari a 3730 [[Kelvin|K]],<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 [[luminositàLuminosità (fisicaastronomia)|luminosità]] equivalente a un decimo della [[luminosità solare|luminosità della nostra stella]].<ref name = "LINSKYETAL82"/>
AU Mic è una stella molto giovane, [[stella variabile|variabile]], con un'età stimata in appena 12 milioni di anni, meno dell'1% dell'età del Sole.<ref name= "PLAVCHANETAL05">{{cita pubblicazione|autorelingua=en|nome1 = P. |cognome1=Plavchan, |nome2=M. |cognome2=Jura, |nome3=S. J. |cognome3=Lipsc|titolo = Where Are the M Dwarf Disks Older Than 10 Million Years?|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1º ottobre 2005|volume = 631|numero = 2|pagine = 1161–1169|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...631.1161P|doi = 10.1086/432568}}</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|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|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>
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>
== Il disco di detriti ==
[[Image:Debris disk AU Mic HST.jpg|left|thumb|Immagine ripresa dal [[telescopio spaziale Hubble]] del disco che circonda la stella.]]
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|autorelingua=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 [[unità astronomica|unità astronomiche (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|autorelingua=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|autorelingua=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, ''et al'' |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>
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 [[radiazioneRadiazione submillimetricaTerahertz|lunghezze d'onda submillimetriche]] indica un'estensione radiale di {{M|17 |u=UA}},<ref>{{Cita pubblicazione|lingua=en|titolo = A Submillimeter Search of Nearby Young Stars for Cold Dust: Discovery of Debris Disks around Two Low-Mass Stars|autorenome1 = Michael |cognome1=C. Liu, |nome2=Brenda C. |cognome2=Matthews, |nome3=Jonathan P. |cognome3=Williams, and |nome4=Paul G. |cognome4=Kalas|rivista = [[Astrophysical Journal|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, {{M|12 |u=UA}};<ref name = "KIRSTETAL05">{{cita pubblicazione|autore lingua=en|nome1= J. E. |cognome1=Kirst, |nome2=D. R. |cognome2=Ardila, |nome3=D. A. |cognome3=Golimowski, ''et al''|etal=sì |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 {{M|10 |u=UA}}.<ref name = "METCHEVETAL05">{{cita pubblicazione|autorelingua=en|nome1 = S. A. |cognome1=Metchev, |nome2=J. A. |cognome2=Eisner, |nome3=L. A. |cognome3=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>
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"/>
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|autorelingua=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>
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 '' ≈ {{M|15|u=UA}} le regioni più interne del disco appaiono di densità pressoché costante,<ref name = "KIRSTETAL05" /> ma procedendo verso l'esterno (<math>''b</math>'' > {{M|15 |u=UA}}), la densità inizia a diminuire, dapprima lentamente (''b''<mathsup>b^{-\alpha}−α</mathsup>, dove α≈1α ≈ 1,8), quindi, a <math>''b</math>≈43 '' ≈ {{M|43|u=UA}}, in maniera più accentuata (''b''<mathsup>b^{-\alpha}−α</mathsup>, dove α≈4α ≈ 4,8).<ref name = "KIRSTETAL05" /> La forma di questa sorta di "[[legge di potenza]] spezzata" è simile a quella del disco di β Pictoris.
== AU Mic b ==
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