AU Microscopii: differenze tra le versioni

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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]] del 75% di [[raggio solare|quello del Sole]].<ref name=Martioli/><ref name="DELZANNA2002">{{cita pubblicazione|lingua=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 [[Temperatura efficace|temperatura superficiale]], di circa 370 [[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|lingua=en|nome1 = J. L.|cognome1=Linsky|nome2=P. L.|cognome2=Bornmann|nome3=K. G.|cognome3=Carpenter|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>

AU Mic è una stella molto giovane di [[Stella di pre-sequenza principale|preseuqenzapresequenza-principale]] e [[stella variabile|variabile]], con un'età stimata in appena 22 milioni di anni, meno dell'0,5% dell'età del Sole. La giovane età è evidente anche dal periodo di rotazione, che aumenta con l'età; AU Microscopii ruota infatti in meno di 5 giorni (contro i circa 25 giorni del Sole.<ref name=Martioli/>

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, poichè 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 2011|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>