AU Microscopii: differenze tra le versioni

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== Caratteristiche fisiche ==

[[File:HD197481 2MASS JBAND.png|thumb|160pxupright=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|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 (astrofisica)|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"/>

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== 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.]]

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 = 1º dicembre 2005|volume = 634|numero = 2|pagine = 1372–1384|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...634.1372C|doi = 10.1086/497124}}</ref>