AT Microscopii

AT Microscopii
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildMikroskopet
Rektascension20t 41m 51,15925s[1]
Deklination-32° 26′ 06,8283 ″[1]
Skenbar magnitud ()11,0/11,1[2]
Stjärntyp
SpektraltypM4 Ve[3] + M4.5e
U–B+0,91[4]
B–V+1,58[4]
VariabeltypFlarestjärna[5]
Astrometri
Radialhastighet ()+4,5[6] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +270,45[1] mas/år
Dek.: -365,60[1] mas/år
Parallax ()93,50 ± 3,67[1]
Avstånd10,7 ± 0,4 pc
Absolut magnitud ()+10,2[7]
Detaljer
Massa0,27 +0,04−0,09[5] M☉
Radie0,41[8] R☉
Luminositet0,036[2] L☉
Temperatur3 150[2] K
Ålder12 +8−4 [5] miljoner år
Andra beteckningar
HD 196982, AKARI-IRC-V1, J2041512-322610, CD-32 16135, CPD-32 6181, EUVE J2041-32.4, HIC 102141, HIP 102141, IRAS 20387-3236, 2MASS J20415111-3226073, PLX 4929, PPM 300495, 2RE J2041-322, 2RE J204150-322503, 1RXS J204151.2-322604, SAO 212355, AT Microscopii, WDS J20452-3120BC, WISEA J204151.37-322612.3[9][3]

AT Microscopii eller HD 196982, är en dubbelstjärna belägen i den norra delen av stjärnbilden Mikroskopet. Den har en skenbar magnitud av ca 11,0[2] och kräver en ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 93,50 mas,[2] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 35 ljusår (11 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 4,5 km/s.[6]

Observation

[redigera | redigera wikitext]

År 1926 rapporterade den holländsk-amerikanske astronomen Willem Jacob Luyten att linjerna i denna stjärnas spektrum genomgick variation. En fotografisk plåt tagen den 23 juni 1895 visade ljusa linjer av väte som var mycket svagare på en plåt tagen 29 juni 1895. Ett fotografi taget den 1 juli 1903 visade inga sådana linjer. Nettovariationen i stjärnans ljusstyrka var liten och översteg inte 0,5 i magnitud. Luyten noterade att stjärnan har en stor egenrörelse och ändrade sin position med 0,43 bågsekunder mellan 1899 och 1923.[10]

År 1927 befanns objektet vara ett par av stjärnor med en vinkelseparation på 2,95 bågsekunder. En närliggande stjärna HD 197981, senare kallad AU Microscopii, visade sig ha en liknande radiell hastighet på +10 km/s. Av denna anledning föreslogs att de tre stjärnorna är fysiskt förenade.[11]

Efter upptäckten 1949 att vissa typer av variabla stjärnor kännetecknas av snabba men korta förändringar i ljusstyrka, åtföljda av emissionslinjer i deras spektrum,[12] listades 1954 både HD 196982 A och B som misstänkta flarestjärnor av den tjeckiska solfysikern Zdeněk Švestka.[13]

Med introduktionen av fotometriska instrument inom astronomi kunde variabiliteten hos stjärnor nu övervakas över tidsintervall. Mätningar av HD 196982 under 1969 visade att de var de mest aktiva flarestjärnorna som var kända vid den tiden, under en period av 16,31 timmar observerades 54 flare. Flarerna ökade den kombinerade magnituden av paret med mer än 0,05 under mer än hälften av denna observationsperiod.[14] År 1972 hade paret fått den variabelbeteckningen AT Microscopii.[15]

Egenskaper

[redigera | redigera wikitext]

Primärstjärnan AT Microscopii A är en röd dvärgstjärna i huvudserien av spektralklass M4 Ve.[3] Den har en massa som är ca 0,27[5] solmassor, en radie som är ca 0,41[8] solradier och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 0,036 gånger solen[2] vid en effektiv temperatur av ca 3 200 K.[2]

Följeslagaren AT Microscopii B är en röd dvärg av spektralklass M4.5e med en massa av ca 0,25[5] solmassa och en radie av ca 0,37[8] solradie och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 0,033 gånger solen[2] vid en effektiv temperatur av ca 3 200 K. Stjärnorna är separerade med ca 4,0 bågsekunder.[12] De cirkulerar kring varandra med en omloppsperiod av 141,39 år i en bana med en halv storaxel på 2,616 bågsekunder och excentricitet 0,607.[16]

Ljuskurva i ultravioletta bandet för AT Microscopii, anpassad från Andrews (1990)[17]

Båda medlemmarna av detta system har aktiva stjärnkorona, visar ljusstyrkavariationer av BY Draconis-typ och avger röntgenstrålning.[5] Den genomsnittliga flarefrekvensen för paret är 2,8 per timme.[12][18] Dubbelstjärnan ligger fysiskt nära den röda dvärgstjärnan AU Microscopii, vilket kan betyda att de bildar en vid trippelstjärna.[5]

Referenser

[redigera | redigera wikitext]
Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, AT Microscopii, 26 juli 2023.

Noter

[redigera | redigera wikitext]
  1. ^ [a b c d e] van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600.
  2. ^ [a b c d e f g h] McCarthy, Kyle; White, Russel J. (June 2012), "The Sizes of the Nearest Young Stars", The Astronomical Journal, 143 (6): 134, arXiv:1201.6600, Bibcode:2012AJ....143..134M, doi:10.1088/0004-6256/143/6/134, S2CID 118538522.
  3. ^ [a b c] "V* AT Mic". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2015-02-25.
  4. ^ [a b] Nicolet, B. (1978), "Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System", Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 34: 1–49, Bibcode:1978A&AS...34....1N.
  5. ^ [a b c d e f g] Caballero, J. A. (November 2009), "Reaching the boundary between stellar kinematic groups and very wide binaries. The Washington double stars with the widest angular separations", Astronomy and Astrophysics, 507 (1): 251–259, arXiv:0908.2761, Bibcode:2009A&A...507..251C, doi:10.1051/0004-6361/200912596, S2CID 118194112.
  6. ^ [a b] Torres, C. A. O. (December 2006), "Search for associations containing young stars (SACY). I. Sample and searching method", Astronomy and Astrophysics, 460 (3): 695–708, arXiv:astro-ph/0609258, Bibcode:2006A&A...460..695T, doi:10.1051/0004-6361:20065602, S2CID 16080025.
  7. ^ https://www.universeguide.com/star/102141/atmicroscopii. Hämtad 2023-08-20.
  8. ^ [a b c] "AT Microscopii (The Internet Stellar Database)". Hämtad 10 januari 2017.
  9. ^ AT Mic (unistra.fr). Hämtad 2023-08-20.
  10. ^ Luyten, W. J. (April 1926), "Proper Motion Star with Variable Bright Lines", Harvard College Observatory Bulletin, 835: 2–3, Bibcode:1926BHarO.835....2L.
  11. ^ Humason, W. S.; Adams, M. L.; Joy, A. H. (October 1927), "Observations of Faint Spectra", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39 (231): 365–369, Bibcode:1927PASP...39..365A, doi:10.1086/123777.
  12. ^ [a b c] Kunkel, William E. (January 1973), "Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood", Astrophysical Journal Supplement, vol. 25, pp. 1–36, Bibcode:1973ApJS...25....1K, doi:10.1086/190263.
  13. ^ Švestka, Zdeněk (February 1954), "A Note on the Dwarf Flare Stars", Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia, vol. 5, p. 4, Bibcode:1954BAICz...5....4S.
  14. ^ Kunkel, W. E. (July 1970), "Flare Activity of -32 16135, YZ CMi and LPM 63", Information Bulletin on Variable Stars, 442: 1–11, Bibcode:1970IBVS..442....1K.
  15. ^ Kukarkin, B. V.; Kholopov, P. N.; Kukarkina, N. P.; Perova, N. B. (September 1972), "58th Name-List of Variable Stars", Information Bulletin on Variable Stars, 717: 1–36, Bibcode:1972IBVS..717....1K. See p. 12.
  16. ^ "Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars". Archived from the original on 2017-08-01. Retrieved 2017-01-11.
  17. ^ Andrews, A. D. (January 1990). "Investigation of micro-flaring and secular and quasi-periodic variations in dMe flare stars. III. Micro-variability of AT MIC following a stellar flare". Astronomy and Astrophysics. 227: 456–464. Bibcode:1990A&A...227..456A. Hämtad 27 januari 2022.
  18. ^ García-Alvarez, D.; Jevremović, D.; Doyle, J. G.; Butler, C. J. (February 2002), "Observations and modelling of a large optical flare on AT Microscopii", Astronomy and Astrophysics, 383 (2): 548–557, arXiv:astro-ph/0112224, Bibcode:2002A&A...383..548G, doi:10.1051/0004-6361:20011743, S2CID 8837428.

Externa länkar

[redigera | redigera wikitext]
v • r
Stjärnor i Mikroskopet
Bayer
Flamsteed
Variabler
HD
Övriga