AU Микроскоп

AU Микроскоп (AU Mic) — млада ѕвезда, црвено џуџе, која се наоѓа на оддалеченост на 31.7 светлосни години или околу 8 пати повеќе од најблиската ѕвезда по Сонцето. Очигледната привидна величина на AU Микроскоп е 8,73, што е премногу слабо за да се види со голо око. Оваа ознака ја добила затоа што се наоѓа во јужното соѕвездие Микроскоп и е променлива ѕвезда. Како β Сликар, AU Микроскоп има кружен ѕвезден диск од прашина познат како остаточен отпад и најмалку две вонсончеви планети, со веројатно присуство на дополнителни две планети.

Ѕвездени својства

AU Mic е млада ѕвезда со само 22 милиони години; помалку од 1% од староста на Сонцето. Со ѕвездена класификација на М1 Ве, тоа е црвено џуџеста ѕвезда со физички полупречник од 75% од оној на Сонцето. И покрај тоа што е половина од масата на Сонцето, зрачи само 9% исто толку сјајност како Сонцето. Оваа енергија се емитува од надворешната атмосфера на ѕвездата на делотворна температура од 3.700 К, давајќи ѝ студен портокалово-црвен сјај на ѕвезда од типот М. AU Микроскоп е член на движечката група β Сликар. AU Микроскоп може да биде гравитациски врзан за бинарниот ѕвезден систем AT Микроскоп.

Светлосна крива за AU Микроскоп, нацртана од податоците на TESS

AU Микроскоп е забележан во секој дел од електромагнетниот спектар од радио до рендген и е познато дека е подложена на активност на палење на сите овие бранови должини. Нејзиното однесување за прв пат било идентификувано во 1973 година. Во основата на овие случајни избувнувања е речиси синусоидална варијација во нејзината осветленост со период од 4.865 денови. Амплитудата на оваа варијација полека се менува со текот на времето. Варијацијата на осветленоста на V опсегот била приближно 0,3 величини во 1971 година; до 1980 година била само 0,1 величина.

Планетарен систем

Отпаднатиот диск на AU Микроскоп има асиметрична структура и внатрешен јаз или дупка исчистена од остатоци, што довело голем број астрономи да бараат планети кои орбитираат околу AU Микроскоп. До 2007 година, ниту едно пребарување не довело до откривање на планети. Сепак, во 2020 година било објавено откритието на планета со големина на Нептун врз основа на транзитни набљудувања од TESS. Нејзината вртежна оска е добро усогласена со оската на вртење на матичната ѕвезда, при што неусогласеноста е еднаква на 5 Предлошка:±°.

Од 2018 година, имало сомнеж дека постои втора планета, AU Микроскоп c. Тоа било потврдено во декември 2020 година, откако биле документирани дополнителни транзитни настани од опсерваторијата ТЕSS.

Трета планета во системот била забележана од 2022 година врз основа на варијација на времето на премин, и „потврдена“ во 2023 година, иако неколку можни орбитални периоди на планетата d сè уште не можат да се исклучат. Оваа планета има маса споредлива со онаа на Земјата. Набљудувањата со радијална брзина, исто така, откриле докази за четврта, надворешна планета од 2023 година. Набљудувањата на системот AU Микроскоп со вселенскиот телескоп Џејмс Веб не можеле да го потврдат присуството на претходно непознати придружници.

Остаточен диск

Слика од вселенскиот телескоп Хабл од остаточен диск околу AU Микроскоп.

Податотека:Mysterious ripples moving through the disc of AU Microscopii.webm

Вселенскиот телескоп Џејмс Веб ја снимил (Au Mic) внатрешната работа на правливиот диск што ја опкружува блиската црвена џуџеста ѕвезда.

Набљудувањата на целото небо со инфрацрвениот астрономски сателит откриле слаба инфрацрвена емисија од AU Микроскоп. Оваа емисија се должи на кружен ѕвезден остаточен диск кој првпат се разрешил на оптички бранови должини во 2003 година од Пол Калас и соработниците со помош на телескопот од 2,2 метри на Универзитетот на Хаваи на Мауна Кеја, Хаваи. Овој голем диск е свртен кон земјата на речиси 90 степени, и мери најмалку 200 АЕ во полупречник. На овие големи растојанија од ѕвездата, животниот век на прашината во дискот ја надминува староста на AU Микроскоп. Дискот има сооднос на маса на гас и прашина не повеќе од 6:1, многу помал од вообичаено претпоставената исконска вредност од 100:1. Оттука, остаточниот диск се нарекува „сиромашен со гас“, бидејќи исконскиот гас во рамките на кружниот ѕвезден систем е главно исцрпен. Се проценува дека вкупната количина на прашина видлива во дискот е најмалку лунарна маса, додека поголемите планезимали од кои се создава прашината се претпоставува дека имаат најмалку шест месечеви маси.

Спектралната енергетска распространетост на отпадниот диск на AU Микроскоп на субмилиметарски бранови должини укажува на присуство на внатрешна дупка во дискот што се протега до 17 АЕ, додека сликите од расеана светлина проценуваат дека внатрешната дупка е 12 АЕ во полупречник. Комбинирањето на спектралната распределба на енергијата со профилот на осветленоста на површината дава помала проценка на полупречникот на внатрешната дупка, 1 - 10 АЕ. Внатрешниот дел на дискот е асиметричен и покажува структура во внатрешниот од 40 АЕ. Внатрешната структура е споредена со онаа што се очекува да се види дали дискот е под влијание на поголеми тела или претрпел неодамнешно формирање на планета. Површинската сјајност на дискот во блиската инфрацрвена светлина $I$ како функција на проектираното растојание $r$ од ѕвездата следи карактеристична форма. Внатрешната $r<15AU$ на дискот изгледа приближно константна по густина и осветленоста е непроменлива, повеќе или помалку рамна. Околу $r\approx 15AU$ густината и осветленоста на површината почнуваат да се намалуваат: прво полека се намалува пропорционално на растојанието како $I\propto r^{-1.8}$; потоа надвор $r\approx 43AU$, густината и осветленоста паѓаат многу поостро, како $I\propto r^{-4.7}$. Оваа форма е слична на обликот на профилот на дискот β Pic.

Во октомври 2015 година било објавено дека астрономите што го користеле Многу голем телескоп (МГТ) откриле многу необични карактеристики што се движат нанадвор во дискот. Со споредување на сликите МГТ со оние направени од вселенскиот телескоп Хабл во 2010 и 2011 година, било откриено дека структурите слични на бранови се оддалечуваат од ѕвездата со брзина до 10 километри во секунда (22.000 милји на час). Брановите што се подалеку од ѕвездата се смета дека се движат побрзо од оние блиску до неа, а најмалку три од карактеристиките се движат доволно брзо за да избегаат од гравитационата сила на ѕвездата. Последователните набљудувања со инструментот SPHERE на Многу големи телескоп биле во можност да го потврдат присуството на карактеристиките кои брзо се движат, и набљудувањата на вселенскиот телескоп Џејмс Веб откриле слични карактеристики во дискот во два NIRCam филтри; сепак, овие карактеристики не биле откриени во радиото со набљудувањата на Атакама со голема милиметарска низа. Овие карактеристики кои брзо се движат се опишани како „лавини од прашина“, каде честичките од прашина катастрофално се судираат во планетезимали во дискот.

Методи на набљудување

Впечаток на уметникот за AU Микроскоп: НАСА/ЕСА/Г. Бекон (STScI)

Дискот на Микроскоп бил забележан на различни бранови должини, давајќи им на луѓето различни видови информации за системот. Светлината од дискот забележана на оптички бранови должини е ѕвездена светлина која ги рефлектирала (расфрлала) честичките од прашина во видната линија на Земјата. Набљудувањата на овие бранови должини користат коронографска точка за да ја блокираат силната светлина што доаѓа директно од ѕвездата. Ваквите набљудувања обезбедуваат слики на дискот со висока резолуција. Бидејќи светлината со бранова должина поголема од големината на зрнестата прашина се расфрла послабо, споредувањето на сликите на различни бранови должини (видливи и блиску инфрацрвени, на пример) им дава на луѓето информации за големината на зрнестата прашина во дискот.

Набљудувања на Хабл на капки материјал што минуваат низ ѕвездениот диск.

Оптичките набљудувања се направени со вселенскиот телескоп Хабл и телескопите Кек. Системот бил забележан и на инфрацрвени и под-милиметарски бранови должини со телескопот Џејмс Клерк Максвел, вселенскиот телескоп Спицер и вселенскиот телескоп Џејмс Веб. Оваа светлина се емитува директно од зрнестата прашина како резултат на нивната внатрешна топлина (модифицирано зрачење на црното тело ). Дискот не може да се реши на овие бранови должини, така што таквите набљудувања се мерења на количината на светлина што доаѓа од целиот систем. Набљудувањата на сè поголеми бранови должини даваат информации за честички прашина со поголеми димензии и на поголеми растојанија од ѕвездата.

Надворешни врски

• Предлошка:Наведена мрежна страница