AU Microscopii

AU Microscopii
Rappresentazione artistica di AU Microscopii, del suo disco e di un ipotetico pianeta. Credit: NASA/ESA/G. Bacon (STScI)
ClassificazioneNana rossa
Classe spettraleM1 Ve
Tipo di variabileUV Ceti
Distanza dal Sole31,9 al
CostellazioneMicroscopio
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta20h 45m 09,5318s
Declinazione-31° 20′ 27,238″
Dati fisici
Raggio medio0,75 R⊙
Massa
0,5 M⊙
Periodo di rotazione4,863 giorni
Temperatura
superficiale
  • 3700±100 K (media)
Luminosità
0,09 L⊙
Indice di colore (B-V)1,45
Età stimata22±3 milioni di anni
Dati osservativi
Magnitudine app.8,627
Magnitudine ass.8,61
Parallasse100,59±1,35 mas
Moto proprioAR: 280,37 mas/anno
Dec: −360,09 mas/anno
Velocità radiale1,2 km/s
Nomenclature alternative
GJ 803, CD -31°17815, HD 197481, LTT 8214, GCTP 4939.00, SAO 212402, Vys 824, LDS 720 A, HIP 102409.
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AU Microscopii (AU Mic) è una giovane stella nana rossa[1] visibile nella costellazione del Microscopio; dista quasi 10 parsec (32 anni luce) dal sistema solare, quasi otto volte la distanza che separa il Sole da Proxima Centauri.[2]

La stella fa parte dell'Associazione di Beta Pictoris[3][4] e potrebbe essere gravitativamente legata alla stella binaria AT Microscopii.[5] Come β Pictoris, AU Microscopii è circondata da un disco di detriti.

Osservazione

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AU Microscopii
Posizione della stella nella costellazione del Microscopio
File:Microscopium_IAU.svg

AU Microscopii si trova nella parte nord-occidentale della piccola costellazione del Microscopio; essendo di magnitudine 8,6 non è visibile a occhio nudo ma è sufficiente un binocolo o un piccolo telescopio per poterla individuare.

Trovandosi a 31° a sud dell'equatore celeste, la stella appartenente all'emisfero australe e la sua declinazione meridionale ne limita le possibilità di osservazione nell'emisfero boreale, ove è osservabile solo nelle regioni a sud del 62º parallelo. Il periodo di massima osservazione nel cielo serale ricade fra i mesi di luglio e novembre.

Caratteristiche fisiche

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AU Microscopii fotografata nell'infrarosso (banda J). 2MASS

AU Microscopii è una tipica nana rossa di classe M, con una massa circa la metà della massa solare ed un raggio del 75% di quello del Sole.[6][7][8] La bassa temperatura superficiale, di circa 3700 K,[6] associata ad un'altrettanto piccola superficie radiante restituisce un valore della luminosità equivalente a un decimo della luminosità della nostra stella.[9]

AU Mic è una stella molto giovane di presequenza-principale e 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.[6]

Scoperta nel 1973,[10][11] la variabilità della stella, di tipo UV Ceti, si estrinseca attraverso l'emissione di brillamenti visibili alle diverse lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico.[12][13][14][15] Il suo raggio e la sua luminosità sono relativamente alti per una stella di questa massa, poiché essendo di pre-sequenza principale si sta ancora contraendo;[16] in tempi relativamente brevi su scala astronomica la temperatura nel suo nucleo raggiungerà valori tali per sviluppare a pieno regime la fusione dell'idrogeno e a quel punto entrerà nella sequenza principale per rimanerci decine di miliardi di anni, per una stella della sua massa.[17]

Gli episodi di variabilità hanno un andamento pressoché sinusoidale con un periodo di 4,865 giorni. L'ampiezza della variazione si modifica lentamente nel corso del tempo: nella banda V è stata di circa 0,3 magnitudini nel 1971, mentre dagli anni ottanta si è ridotta ad appena 0,1 magnitudini.[18] Le osservazioni con il telescopio spaziale TESS hanno rilevato una frequenza di 1 brillamento ogni 3,8 ore.[6]

Sistema planetario

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Il disco di detriti

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Immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble del disco che circonda la stella.
Altre due immagini del telescopio Hubble del disco di detriti che circonda AU Microscopii: la freccia indica un grumo (in inglese blob) di materia che, in sei anni, alla velocità di 24000 km/s, ha percorso oltre un miliardo di chilometri verso l'esterno del disco. La stella, al centro, è oscurata da un coronografo.

AU Microscopii ospita un disco di detriti, risolto otticamente per la prima volta nel 2003.[2] Il disco si mostra di taglio dal sistema solare[19] e possiede un raggio di almeno 200 au; una simile distanza dalla stella fa sì che i materiali del disco non vengano da essa distrutti.[2] 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;[20] 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.[21]

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 lunghezze d'onda submillimetriche indica un'estensione radiale di 17 au,[22] mentre l'osservazione in luce diffusa restituisce un valore inferiore, 12 au;[23] la combinazione della SED con il profilo della luminosità superficiale restituisce invece un valore ancora inferiore, compreso tra 1 e 10 au.[24]

Le porzioni più interne del disco si presentano asimmetriche e mostrano delle strutture particolari entro 40 au dalla stella;[25] tali strutture sono state confrontate con quelle attese nel caso di influenze da parte di corpi di grandi dimensioni (pianeti) oppure nel caso in cui il disco sia recentemente andato incontro a fenomeni di formazione planetaria.[25]

La presenza della lacuna interna e delle strutture nel disco ha indotto numerosi astronomi a ricercare eventuali pianeti in orbita attorno ad AU Mic, senza però risultati.[24][26]

La luminosità superficiale del disco in funzione della proiezione della distanza b dalla stella ha una forma caratteristica. A b ≈ 15 au le regioni più interne del disco appaiono di densità pressoché costante,[23] ma procedendo verso l'esterno (b > 15 au), la densità inizia a diminuire, dapprima lentamente (b−α, dove α ≈ 1,8), quindi, a b ≈ 43 au, in maniera più accentuata (b−α, dove α ≈ 4,8).[23] La forma di questa sorta di "legge di potenza spezzata" è simile a quella del disco di β Pictoris.

Pianeti

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Dopo anni di osservazioni del disco di detriti, analisi combinate dei dati dei telescopi TESS e Spitzer hanno consentito di rilevare nel giugno 2020 un pianeta, avente dimensioni nettuniane e a cui è stato dato il nome AU Microscopii b[27]

Nel dicembre 2020 è stato scoperto un secondo pianeta con dimensioni simili; entrambi i pianeti sono nettuniani caldi, anche il secondo, più distante, ha una temperatura elevata, attorno ai 454 K.[6]

Nel febbraio 2023 è stata annunciata la scoperta di un terzo pianeta, AU Microscopii d, la cui orbita è compresa tra quelle dei pianeti b e c. Ha una massa equiparabile a quella terrestre e orbita attorno alla stella in 12,74 giorni. I tre pianeti sono in risonanza orbitale complessiva di 4:6:9, che equivale a dire che presi a coppie sono in risonanza 2:3, ossia b è in risonanza 2:3 con d, e quest'ultimo è in risonanza 2:3 con c, compiendo tre orbite mentre il pianeta più esterno (c) ne compie 2. Data la bassa eccentricità orbitale, ci si aspetterebbe di osservare in futuro eventi di transito anche per il pianeta d, nonostante nelle osservazioni col telescopio spaziale TESS non si siano rilevati dati di transiti, probabilmente anche a causa dei picchi di attività della giovane e turbolenta stella madre e delle piccole dimensioni di questo pianeta.[28]

La zona abitabile di AU Microscopii, dove possono esistere le condizioni adatte per sostenere la vita, è compresa tra una distanza di 0,31 e 0,6 UA.[16]

Prospetto del sistema[29][28]
PianetaMassaRaggioDensitàPeriodo orb.Sem. maggioreEccentricitàIncl. orbitaScoperta
b11,7±5 M⊕4,38±0,18 r⊕0,77 g/cm³8,463 giorni0,0645 UA0.0489,03°2020
d1,013±0,146 M⊕——12,738 giorni—0,0009789,096°2023
c22,2±6,7 M⊕3,51±0,16 r⊕1,45 g/cm318,859 giorni0,1101 UA0,04188,62°2020

Note

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  1. ^ (EN) S. P. Maran et al., An Investigation of the Flare Star AU Mic with the Goddard High Resolution Spectrograph on the Hubble Space Telescope, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 23, settembre 1991, p. 1382.
  2. ^ a b c (EN) P. Kalas, M. C. Liu e B. C. Matthews, Discovery of a Large Dust Disk Around the Nearby Star AU Microscopii, in Science, vol. 303, n. 5666, 26 marzo 2004, pp. 1990–1992, DOI:10.1126/science.1093420, PMID 14988511.
  3. ^ (EN) B. Zuckerman e I. Song, Young Stars Near the Sun, in Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 42, n. 1, settembre 2004, pp. 685–721, DOI:10.1146/annurev.astro.42.053102.134111.
  4. ^ (EN) D. Barrado y Navascués, J. R. Stauffer, I. Song e J.-P. Caillault, The Age of beta Pictoris, in The Astrophysical Journal, vol. 520, n. 2, 1º agosto 1999, pp. L123–L126, DOI:10.1086/312162.
  5. ^ (EN) B. C. Monsignori Fossi, M. Landini, J. J. Drake e S. L. Cully, The EUV spectrum of AT Microscopii, in Astronomy & Astrophysics, vol. 302, ottobre 1995, p. 193.
  6. ^ a b c d e E. Martioli et al., New constraints on the planetary system around the young active star AU Mic. Two transiting warm Neptunes near mean-motion resonance (PDF), dicembre 2020.
  7. ^ (EN) G. Del Zanna, M. Landini e H. E. Mason, Spectroscopic diagnostics of stellar transition regions and coronae in the XUV: AU Mic in quiescence, in Astronomy and Astrophysics, vol. 385, n. 3, aprile 2002, pp. 968–985, DOI:10.1051/0004-6361:20020164.
  8. ^ (EN) D. Mouillet, Nearby Planetary Disks, in Science, vol. 303, n. 5666, 26 marzo 2004, pp. 1982–1983, DOI:10.1126/science.1095851, PMID 15044792.
  9. ^ (EN) J. L. Linsky et al., Outer atmospheres of cool stars. XII - A survey of IUE ultraviolet emission line spectra of cool dwarf stars, in The Astrophysical Journal, vol. 260, n. 1, 15 settembre 1982, pp. 670–694, DOI:10.1086/160288.
  10. ^ (EN) W. E. Kunkel, Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood, in The Astrophysical Journal Supplement, vol. 25, 1973, p. 1, DOI:10.1086/190263.
  11. ^ (EN) C. J. Butler, P. B. Byrne, A. D. Andrews e J. G. Doyle, Ultraviolet spectra of dwarf solar neighbourhood stars. I, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 197, dicembre 1981, pp. 815–827.
  12. ^ (EN) S. P. Maran et al., Observing stellar coronae with the Goddard High Resolution Spectrograph. 1: The dMe star AU Microscopii, in The Astrophysical Journal, vol. 421, n. 2, 1º febbraio 1994, pp. 800–808, DOI:10.1086/173692.
  13. ^ (EN) S. L. Cully, O. H. W. Siegmund, P. W. Vedder e J. V. Vallerga, Extreme Ultraviolet Explorer deep survey observations of a large flare on AU Microscopii, in The Astrophysical Journal, vol. 414, n. 2, 10 settembre 10 1993, pp. L49–L52, DOI:10.1086/156986.
  14. ^ (EN) M. R. Kundu, P. D. Jackson, S. M. White e M. Melozzi, Microwave observations of the flare stars UV Ceti, AT Microscopii, and AU Microscopii, in The Astrophysical Journal, vol. 312, 15 gennaio 1987, pp. 822–829, DOI:10.1086/164928.
  15. ^ (EN) V. Tsikoudi e B. J. Kellett, ROSAT All-Sky Survey X-ray and EUV observations of YY Gem and AU Mic, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 319, n. 4, dicembre 2000, pp. 1147–1153, DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.03905.x.
  16. ^ a b Stephen R. Kane et al., Orbital Dynamics and the Evolution of Planetary Habitability in the AU Mic System (PDF), novembre 2021.
  17. ^ Evoluzione stellare e diagramma HR, su astronomiamo.it.
  18. ^ (EN) C. J. Butler et al., Rotational modulation and flares on RS CVn and BY DRA systems. II - IUE observations of BY Draconis and AU Microscopii, in Astronomy and Astrophysics, vol. 174, n. 1-2, marzo 1987, pp. 139–157.
  19. ^ (EN) P. Kalas, J. R. Graham e M. Clampin, A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt, in Nature, vol. 435, n. 7045, 23 giugno 2005, pp. 1067–1070, DOI:10.1038/nature03601, PMID 15973402.
  20. ^ (EN) A. Roberge, A. J. Weinberger, S. Redfield e P. D. Feldman, Rapid Dissipation of Primordial Gas from the AU Microscopii Debris Disk, in The Astrophysical Journal, vol. 626, n. 2, 20 giugno 2005, pp. L105–L108, DOI:10.1086/431899.
  21. ^ (EN) C. H. Chen et al., A Spitzer Study of Dusty Disks around Nearby, Young Stars, in The Astrophysical Journal, vol. 634, n. 2, 1º dicembre 2005, pp. 1372–1384, DOI:10.1086/497124.
  22. ^ (EN) Michael C. Liu, Brenda C. Matthews, Jonathan P. Williams e Paul G. Kalas, A Submillimeter Search of Nearby Young Stars for Cold Dust: Discovery of Debris Disks around Two Low-Mass Stars, in The Astrophysical Journal, vol. 608, n. 1, 10 giugno 2004, pp. 526–532, Bibcode:2004ApJ...608..526L, DOI:10.1086/392531.
  23. ^ a b c (EN) J. E. Kirst et al., Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys Coronagraphic Imaging of the AU Microscopii Debris Disk, in The Astronomical Journal, vol. 129, n. 2, febbraio 2005, pp. 1008–1017, DOI:10.1086/426755.
  24. ^ a b (EN) S. A. Metchev, J. A. Eisner e L. A. Hillenbrand, Adaptive Optics Imaging of the AU Microscopii Circumstellar Disk: Evidence for Dynamical Evolution, in The Astrophysical Journal, vol. 622, n. 1, 20 marzo 2005, pp. 451–462, DOI:10.1086/427869.
  25. ^ a b (EN) M. C. Liu, Substructure in the Circumstellar Disk Around the Young Star AU Microscopii, in Science, vol. 305, n. 5689, 3 settembre 2004, pp. 1442–1444, DOI:10.1126/science.1102929, PMID 15308766.
  26. ^ (EN) E. Masciadri, R. Mundt, T. Henning e C. Alvarez, A Search for Hot Massive Extrasolar Planets around Nearby Young Stars with the Adaptive Optics System NACO, in The Astrophysical Journal, vol. 625, n. 2, 1º giugno 2005, pp. 1004–1018, DOI:10.1086/429687.
  27. ^ (EN) NASA’s TESS, Spitzer Missions Discover a World Orbiting a Unique Young Star, su nasa.gov, 24 giugno 2020.
  28. ^ a b Justin M. Wittrock et al., Validating AU Microscopii d with Transit Timing Variations (PDF), in preprint2 style in AASTeX631, 9 febbraio 2023.
  29. ^ Norbert Zicher et al., One year of AU Mic with HARPS: I - measuring the masses of the two transiting planets (PDF), 3 marzo 2022.

Voci correlate

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