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estrela Da Wikipédia, a enciclopédia livre
AU Microscopii (AU Mic) é uma pequena estrela localizada a 32,3 anos-luz (9,9 parsecs) de distância da Terra – cerca de oito vezes mais longe que a estrela mais próxima que não o Sol.[4] A magnitude visual aparente de AU Microscopii é de 8,73,[2] ou seja, ela é muito tênue para ser vista a olho nu. Ela ganhou esta designação porque está na constelação meridional Microscopium e porque é uma estrela variável. Como β Pictoris, AU Microscopii possui um disco circunstelar de poeira, conhecido como disco de detritos.
AU Microscopii | |
---|---|
Dados observacionais (J2000) | |
Constelação | Microscopium |
Asc. reta | 20h 45m 09,53147s[1] |
Declinação | −31° 20′ 27,2425″[1] |
Magnitude aparente | 8,73[2] |
Características | |
Tipo espectral | M1 Ve[2] |
Cor (U-B) | +1,45 |
Cor (B-V) | +1,01 |
Astrometria | |
Velocidade radial | –6,0[2] |
Mov. próprio (AR) | +279,96[1] |
Paralaxe | 100,91 ± 1,06 |
Magnitude absoluta | 8,61 |
Detalhes | |
Massa | 0,31[3] M☉ |
Raio | 0,84[3] R☉ |
Luminosidade | 0,09[3] L☉ |
Temperatura | 3 500 ± 100[3] K |
Rotação | 9,3[2] |
Idade | 12 ± 2 milhões de[3] anos |
Outras denominações | |
CD -31°17815, GCTP 4939.00, LTT 8214, GJ 803, HD 197481, HIP 102409, SAO 212402, Vys 824, LDS 720 A. |
AU Mic é uma estrela jovem de apenas 12 milhões de anos, menos de 1% da idade do Sol.[5] Com uma classificação estelar M1Ve,[2] é uma estrela anã vermelha[6] com 60% do raio do Sol. Apesar de possuir mais da metade da massa do Sol,[7][8] sua radiação corresponde a apenas 9% da daquele.[3] Esta energia é emitida pela atmosfera exterior a uma temperatura efetiva de 3 730 K,[9] que lhe confere o brilho com tom laranja-vermelho de uma estrela tipo M.[10] AU Microscopii é um membro do grupo movente β Pictoris[11][12] e pode estar gravitacionalmente ligada ao sistema de estrelas binárias AT Microscopii.[13]
AU Microscopii foi observada em todo o espectro eletromagnético, do rádio aos raios X, e é conhecida por passar por atividade eruptiva em todos esses comprimentos de onda.[14][15][16][17] O seu comportamento eruptivo foi observado pela primeira vez em 1973.[18][19] Sublinhando esses surtos randômicos, há uma variação quase senoidal no seu brilho, com período de 4,865 dias. A amplitude desta variação se modifica lentamente com o tempo. A variação de brilho na banda V foi de aproximadamente 0,3 magnitude em 1971; até 1980, foi de somente 0,1 magnitude.[20]
AU Microscopii possui um disco de poeira próprio, observado pela primeira vez em comprimentos de onda ópticos em 2003 por Paul Kalas e colaboradores, utilizando o telescópio de 2,2 m da Universidade do Havaí, em Mauna Kea, Havaí.[4] Este grande disco circunstelar tem a sua borda voltada para a Terra[21] e seu raio mede pelo menos 200 UA. Dada a grande distância para a sua estrela, a idade da poeira do disco excede a da estrela.[4] O disco possui uma razão entre as massas de gás e de poeira de não mais do que 6:1, muito menor do que o valor primordial normalmente assumido de 100:1.[22] O disco circunstelar é, portanto, referido como “pobre em gás”. Estima-se que a quantidade total da poeira visível seja de pelo menos uma massa lunar, enquanto os maiores planetesimais a partir dos quais a poeira foi produzida têm pelo menos seis massas lunares.[23]
A distribuição espectral de energia do disco circunstelar de AU Microscopii em comprimentos de onda submilimétricos indica a presença de um buraco interior no disco que se estende até 17 UA,[24] enquanto imagens de luz espalhada levam a estimar o raio do buraco interior em 12 UA.[25] A combinação da distribuição espectral de energia com o perfil de brilho superficial permite uma estimativa menor do raio do buraco interior, de 1 a 10 UA.[26]
A parte interior do disco é assimétrica e mostra estrutura nas 40 UA interiores.[27] A estrutura interior foi comparada com a que se espera encontrar quando o disco é influenciado por corpos maiores ou passou recentemente pela formação de planeta.[27]
A presença do buraco interior e a estrutura assimétrica levaram vários astrônomos a procurar planetas orbitando AU Microscopii, mas até 2007 as pesquisas não levaram à detecção de planetas.[26][28]
O brilho superficial (brilho por unidade de área) do disco na proximidade do infravermelho como uma função da distância projetada da estrela segue uma forma característica. O interior do disco parece aproximadamente constante em densidade e o brilho não se altera, ficando mais ou menos nivelado.[25] Em torno de , a densidade e o brilho superficial começam a decrescer: inicialmente, decrescem vagarosamente em proporção à distância, da forma ; então, externamente a , densidade e brilho caem muito mais bruscamente, da forma .[25] Esta forma de “lei de potência quebrada” é similar à forma do perfil do disco de β Pic.
Em outubro de 2015 foi reportado que astrônomos usando o Very Large Telescope (VLT) tinham detectado estruturas muito pouco usuais no disco movimentando-se para fora. Comparando as imagens do VLT com as tiradas pelo Hubble em 2010 e 2011, verificou-se que as estruturas semelhantes a ondas estão se afastando da estrela a velocidades de até 10 km/s. As ondas mais distantes da estrela parecem estar se movendo mais rapidamente do que as próximas, e pelo menos três das estruturas estão se movendo com velocidade suficiente para escapar da atração gravitacional da estrela.[29]
O disco de AU Mic foi observado em diversos comprimentos de onda, fornecendo diferentes tipos de informação sobre o sistema. A luz do disco observada em comprimentos de onda ópticos é a luz estelar que se refletiu (espalhou) nas partículas de poeira em direção à Terra. Observações nesses comprimentos de onda utilizam uma mancha em um coronógrafo para bloquear a luz brilhante proveniente diretamente da estrela. Essas observações fornecem imagens de alta resolução do disco. Como a luz com comprimento de onda maior do que o tamanho de um grão de poeira se espalha mal, a comparação de imagens em diferentes comprimentos de onda (visível e próxima ao infravermelho, por exemplo) fornece informação sobre os tamanhos dos grãos de poeira no disco.[30]
Observações ópticas foram feitas com o Hubble e com os telescópios Keck. O sistema também foi observado no infravermelho e em comprimentos de onda submilimétricos. Esta luz é emitida diretamente pelos grãos de poeira, como resultado do seu calor interno (radiação de corpo negro modificado). Não há resolução para o disco nesses comprimentos de onda, portanto essas observações são medições da quantidade de luz que chega de todo o sistema. Observações em comprimentos de onda cada vez maiores fornecem informação sobre partículas de poeira de tamanhos maiores e a distâncias maiores da estrela. Essas observações foram feitas com o telescópio James Clerk Maxwell e com o telescópio espacial Spitzer.