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Microscopía AU

AU Microscopii (AU Mic) es una joven estrella enana roja ubicada a 31,7 años luz (9,7 pársecs ) de distancia, aproximadamente 8 veces más lejos que la estrella más cercana después del Sol . [5] La magnitud visual aparente de AU Microscopii es 8,73, [2] que es demasiado tenue para ser vista a simple vista. Se le dio esta designación porque se encuentra en la constelación austral Microscopium y es una estrella variable . Al igual que β Pictoris , AU Microscopii tiene un disco circunestelar de polvo conocido como disco de escombros y al menos dos exoplanetas , siendo probable la presencia de dos planetas adicionales. [6] [3]

Propiedades estelares

AU Mic es una estrella joven de sólo 22 millones de años; menos del 1% de la edad del Sol. [7] Con una clasificación estelar de M1 Ve, [2] es una estrella enana roja [8] con un radio físico del 75% del del Sol . A pesar de tener la mitad de la masa del Sol, [9] [10] irradia sólo el 9% [11] de la luminosidad del Sol. Esta energía se emite desde la atmósfera exterior de la estrella a una temperatura efectiva de 3.700  K , lo que le confiere el brillo frío de color rojo anaranjado de una estrella de tipo M. [12] AU Microscopii es miembro del grupo móvil β Pictoris . [13] [14] AU Microscopii puede estar unido gravitacionalmente al sistema estelar binario AT Microscopii . [15]

Una curva de luz para AU Microscopii, trazada a partir de datos TESS [16]

AU Microscopii se ha observado en todas las partes del espectro electromagnético, desde la radio hasta los rayos X, y se sabe que sufre actividad de llamarada en todas estas longitudes de onda. [17] [18] [19] [20] Su comportamiento de llamarada se identificó por primera vez en 1973. [21] [22] Detrás de estos brotes aleatorios hay una variación casi sinusoidal en su brillo con un período de 4,865 días. La amplitud de esta variación cambia lentamente con el tiempo. La variación del brillo de la banda V fue de aproximadamente 0,3 magnitudes en 1971; en 1980 era simplemente de 0,1 magnitudes. [23]

Sistema planetario

El disco de escombros de AU Microscopii tiene una estructura asimétrica y un espacio o agujero interior libre de escombros, lo que ha llevado a varios astrónomos a buscar planetas que orbiten alrededor de AU Microscopii. En 2007, ninguna búsqueda había dado lugar a la detección de planetas. [24] [25] Sin embargo, en 2020 se anunció el descubrimiento de un planeta del tamaño de Neptuno basándose en observaciones de tránsito realizadas por TESS . [7] Su eje de rotación está bien alineado con el eje de rotación de la estrella madre, siendo la desalineación igual a 5+
16-15°. [26]

Desde 2018, se sospechaba de la existencia de un segundo planeta, AU Microscopii c. Se confirmó en diciembre de 2020, después de que el observatorio TESS documentara eventos de tránsito adicionales. [27]

Se sospechaba de la existencia de un tercer planeta en el sistema desde 2022 basándose en variaciones en el tiempo de tránsito , [28] y se "validó" en 2023, aunque aún no se pueden descartar varios posibles períodos orbitales del planeta d. Este planeta tiene una masa comparable a la de la Tierra. [6] Las observaciones de velocidad radial también han encontrado evidencia de un cuarto planeta exterior a partir de 2023. [3] Las observaciones del sistema AU Microscopii con el telescopio espacial James Webb no pudieron confirmar la presencia de compañeros previamente desconocidos. [29]

disco de escombros

Imagen del Telescopio Espacial Hubble del disco de escombros alrededor de AU Microscopii.
Esta breve secuencia de lapso de tiempo muestra imágenes de las "características de rápido movimiento" del disco de escombros.

Las observaciones de todo el cielo con el satélite de astronomía infrarroja revelaron una débil emisión infrarroja de AU Microscopii. [31] [32] Esta emisión se debe a un disco circunestelar de polvo que se resolvió por primera vez en longitudes de onda ópticas en 2003 por Paul Kalas y sus colaboradores utilizando el telescopio de 2,2 m de la Universidad de Hawaii en Mauna Kea , Hawaii. [5] Este gran disco de escombros mira hacia la Tierra de canto a casi 90 grados, [33] y mide al menos 200 AU de radio. A estas grandes distancias de la estrella, la vida útil del polvo en el disco supera la edad de AU Microscopii. [5] El disco tiene una relación de masa de gas a polvo de no más de 6:1, mucho más baja que el valor primordial generalmente asumido de 100:1. [34] Por lo tanto, el disco de escombros se denomina "pobre en gas", ya que el gas primordial dentro del sistema circunestelar se ha agotado en su mayor parte [35] . Se estima que la cantidad total de polvo visible en el disco es de al menos una masa lunar, mientras que se infiere que los planetesimales más grandes a partir de los cuales se produce el polvo tienen al menos seis masas lunares. [36]

La distribución de energía espectral del disco de escombros de AU Microscopii en longitudes de onda submilimétricas indica la presencia de un agujero interior en el disco que se extiende hasta 17 AU, [37] mientras que las imágenes de luz dispersa estiman que el agujero interior tiene un radio de 12 AU. [38] La combinación de la distribución de energía espectral con el perfil de brillo de la superficie produce una estimación más pequeña del radio del agujero interior, 1 - 10 AU. [24] La parte interior del disco es asimétrica y muestra estructura en las 40 AU interiores. [39] La estructura interna se ha comparado con la que se espera ver si el disco está influenciado por cuerpos más grandes o si ha sufrido una formación planetaria reciente. [39] El brillo de la superficie (brillo por área) del disco en el infrarrojo cercano en función de la distancia proyectada desde la estrella sigue una forma característica. El interior del disco parece aproximadamente constante en densidad y el brillo no cambia, más o menos plano. [38] Alrededor la densidad y el brillo de la superficie comienzan a disminuir: primero disminuye lentamente en proporción a la distancia ; luego, afuera , la densidad y el brillo caen mucho más abruptamente, como . [38] Esta forma de "ley de potencia rota" es similar a la forma del perfil del disco de β Pic.

En octubre de 2015 se informó que los astrónomos que utilizaban el Very Large Telescope (VLT) habían detectado características muy inusuales que se movían hacia afuera en el disco. Al comparar las imágenes del VLT con las tomadas por el Telescopio Espacial Hubble en 2010 y 2011, se descubrió que las estructuras en forma de ondas se alejan de la estrella a velocidades de hasta 10 kilómetros por segundo (22.000 millas por hora). Las ondas más alejadas de la estrella parecen moverse más rápido que las cercanas, y al menos tres de las características se mueven lo suficientemente rápido como para escapar de la atracción gravitacional de la estrella. [40] Las observaciones de seguimiento con el instrumento SPHERE en el Very Large Telescope pudieron confirmar la presencia de características de movimiento rápido [41] , y las observaciones del Telescopio Espacial James Webb encontraron características similares dentro del disco en dos filtros NIRCam [42 ] ; sin embargo, estas características no han sido detectadas en la radio con observaciones del Atacama Large Millimeter Array [43] [44] . Estas características de rápido movimiento se han descrito como "avalanchas de polvo", donde las partículas de polvo chocan catastróficamente en planetesimales dentro del disco. [45] [46]

Métodos de observación

Impresión artística de AU Microscopii Crédito: NASA/ESA/G. Tocino (STScI)

El disco de AU Mic se ha observado en una variedad de longitudes de onda diferentes , brindando a los humanos diferentes tipos de información sobre el sistema. La luz del disco observada en longitudes de onda ópticas es luz estelar que se ha reflejado (dispersado) en partículas de polvo hacia la línea de visión de la Tierra. Las observaciones en estas longitudes de onda utilizan un punto coronagráfico para bloquear la luz brillante que proviene directamente de la estrella. Estas observaciones proporcionan imágenes de alta resolución del disco. Debido a que la luz que tiene una longitud de onda mayor que el tamaño de un grano de polvo se dispersa pobremente, comparar imágenes en diferentes longitudes de onda (visible e infrarrojo cercano, por ejemplo) brinda a los humanos información sobre los tamaños de los granos de polvo en el disco. [47]

Observaciones del Hubble de masas de material que se desplazan a través del disco estelar. [48]

Se han realizado observaciones ópticas con el telescopio espacial Hubble y los telescopios Keck . El sistema también ha sido observado en longitudes de onda infrarrojas y submilimétricas con el Telescopio James Clerk Maxwell , el Telescopio Espacial Spitzer y el Telescopio Espacial James Webb . Esta luz es emitida directamente por los granos de polvo debido a su calor interno ( radiación de cuerpo negro modificada ). El disco no se puede resolver en estas longitudes de onda, por lo que dichas observaciones son mediciones de la cantidad de luz proveniente de todo el sistema. Las observaciones en longitudes de onda cada vez más largas proporcionan información sobre partículas de polvo de mayor tamaño y a mayores distancias de la estrella.

El Telescopio Espacial James Webb ha fotografiado (Au Mic) el funcionamiento interno de un disco de polvo que rodea a una estrella enana roja cercana. [49]

Ver también


Referencias

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