AU Microscopii: differenze tra le versioni

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'''AU Microscopii''' ([[nomenclatura delle stelle variabili|AU Mic]]) è una giovane [[stella]] [[nana rossa]]<ref>{{cita pubblicazione| autore = S. P. Maran, B. E. Woodgate, K. G. Carpenter, ''et al'' |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}}</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|url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/303/5666/1990|titolo = Discovery of a Large Dust Disk Around the Nearby Star AU Microscopii|autore = P. Kalas, M. C. Liu, B. C. 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|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 = 685–721|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA&A..42..685Z|doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134111}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|autore = D. Barrado y Navascués, J. R. Stauffer, I. Song, J.-P. Caillault|titolo = The Age of beta Pictoris|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1°º 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|autore = B. C. Monsignori Fossi, M. Landini, J. J. Drake, S. L. 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 ==

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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|autore = G. Del Zanna, M. Landini, H. E. 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|url = http://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 [[temperatura effettiva|temperatura superficiale]], pari a 3730 [[Kelvin|K]],<ref name = "LINSKYETAL82">{{cita pubblicazione|autore = J. L. Linsky, P. L. Bornmann, K. G. Carpenter, ''et al''|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, [[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|autore = P. Plavchan, M. Jura, S. J. Lipsc|titolo = Where Are the M Dwarf Disks Older Than 10 Million Years?|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1°º 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|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|autore = C. J. Butler, P. B. Byrne, A. D. Andrews, J. G. 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|autore = S. P. Maran, R. D. Robinson, S. N. Shore, ''et al'' |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 = 1°º febbraio 1994|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...421..800M|doi = 10.1086/173692|issue = 2}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|autore = S. L. Cully, O. H. W. Siegmund, P. W. Vedder, J. V. 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 = 2}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|autore = M. R. Kundu, P. D. Jackson, S. M. White, M. 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|autore = V. Tsikoudi, B. J. 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 [[sinusoide|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|autore = C. J. Butler, J. G. Doyle, A. D. Andrews, ''et al'' |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>

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[[Image:Debris disk AU Mic HST.jpg|left|thumb|250px|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|autore = P. Kalas, J. R. Graham, M. 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 200 [[unità astronomica|unità astronomiche (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|autore = A. Roberge, A. J. Weinberger, S. Redfield, P. D. 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 [[planetesimi]] più grandi da cui queste avrebbero origine sarebbe di almeno sei masse lunari.<ref>{{cita pubblicazione|autore = C. H. Chen, B. M. Patten, M. W. Werner, C. D. Dowell, K. R. Stapelfeldt, ''et al'' |titolo = A Spitzer Study of Dusty Disks around Nearby, Young Stars|rivista = The Astrophysical Journal|data = 1°º 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 [[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>

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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 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 = 1°º 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 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.