Mają mikroskopie – Wikipedia

Posted on by
before-content-x4

Mają mikroskopy

Artystyczna reprezentacja Au Microscopii, jego albumu i hipotetyczny planeta. Kredyt: NASA/ESA/g. Boczek (STSCI)

Klasyfikacja Nana Rossa
Klasa duchów M1 i
Rodzaj zmiennej UV Ceti
Odległość od słońca 31,9 Al
Konstelacja Mikroskop
Koordynować
(All’epoca J2000.0)
Retta Wniebowstąpienie 20 H 45 M 09,5318 S
Deklinacja -31 ° 20 ′ 27 238 ″
Dane fizyczne
Średni zasięg 0,75 r ⊙
Makaron
Okres obrotu 4 863 dni
Temperatura
powierzchowny 		3 700 ± 100 K. (głoska bezdźwięczna)
Jasność
Indeks kolorów (B-V) 1,45
Szacowany wiek 22 ± 3 miliony lat
Dane obserwatywne
Aplikacja rozmiaru. 8627
Rozmiar tyłka. 8.61
Paralaksa 100,59 ± 1,35 Ale
Właściwy AR: 280,37 MAS/Anno
Dec: −360,09 Mas/rok
Prędkość promieniowa 1,2 km/s
Nomenklatura alternatywa
GJ 803, CD -31 ° 17815, HD 197481, LTT 8214, GCTP 4939.00, Star 212402, VYS 824, LDS 720 A, HIP 102409.
Zmień dane na Wikidata · podręcznik
after-content-x4

Koordynować: Carta celeste 20 H 45 M 09.5318 S , -31 ° 20 ′ 27,238 ″

Mają mikroskopy (Au mikrofon) to młoda czerwono -krasnoludka [Pierwszy] widoczne w konstelacji mikroskopu; Jest to prawie 10 parsec (32 lata świetlne) od systemu słonecznego, prawie ośmiokrotnie od odległości oddzielającej słońce od Proxima Centauri. [2]

Gwiazda jest częścią stowarzyszenia Beta Piccoris [3] [4] I może być grawitacyjnie powiązane z gwiazdą binarną w mikroskopii. [5] Podobnie jak β piccoris, mikroskopii Au jest otoczone dyskami gruzu.

AU Microscopii

Pozycja gwiazdy w konstelacji mikroskopu

Mikroskopii Au znajduje się w północno-zachodniej części małej konstelacji mikroskopu; Będąc wielkości 8.6 Nie jest widoczne dla nagiego oka, ale lornetki lub mały teleskop wystarczy, aby móc to zidentyfikować.

31 ° na południe od równika niebieskiego, gwiazda należąca do półkuli południowej i jej południowa deklinacja ogranicza jej szanse na obserwację na półkuli borealnej, gdzie można ją zaobserwować tylko w regionach na południe od 62. równolegle. Okres maksymalnej obserwacji w niebo wieczornym spada między lipcem a listopadem.

Au Microscopii sfotografowano w podczerwieni (BDA J). 2mass

Mikroskopii Au jest typowym czerwonym karła, o masie około połowy masy słonecznej i 75% promieniu słońca. [6] [7] [8] Niska temperatura powierzchni, około 3700 K, [6] Związane z równie małą promienną powierzchnią zwraca wartość jasności równoważnej dziesiątej jasności naszej gwiazdy. [9]

AU MIC jest bardzo młodą gwiazdą produkcji przedsezonowej i zmiennej, z szacunkowym wiekiem w ciągu zaledwie 22 milionów lat, mniej niż 0,5% wieku słońca. Młode wiek jest również widoczne z okresu rotacji, który zwiększa z wiekiem; W rzeczywistości AU obraca się w mniej niż 5 dni (w porównaniu z około 25 dniami słońca. [6]

Odkryte w 1973 roku, [dziesięć] [11] Zmienność gwiazdy typu CETI UV jest wyrażana poprzez emisję jasnych jasnych jasnych do różnych długości fali widma elektromagnetycznego. [dwunasty] [13] [14] [15] Jego promień i jasność są stosunkowo wysokie dla gwiazdy tej masy, ponieważ jest to, że główny wstępny wstępnie jest jej skurczony; [16] W stosunkowo krótkich czasach w skali astronomicznej temperatura w jądrze osiągnie takie wartości, aby rozwinąć się z pełną prędkością, połączenie wodoru i w tym momencie wejdzie do głównej sekwencji, aby pozostać dziesiątkami miliardów lat, dla gwiazdy jej masa. [17]

after-content-x4

Epizody zmienności mają prawie sinusoidalny trend z okresem 4,865 dni. Amplituda zmienności zmienia się powoli w czasie: w pasm V wynosiła około 0,3 wielkości w 1971 r., Podczas gdy od lat 80. spadła do zaledwie 0,1 wielkości. [18] Obserwacje z teleskopem kosmicznym Tess wykryły częstotliwość 1 połysku co 3,8 godziny. [6]

Album gruzu [[[ zmiana |. Modifica Wikitesto ]

Zdjęcie zrobione z Hubble Space Telescope dysku otaczającego gwiazdę.
Dwa inne obrazy teleskopu Hubble’a z dysku otaczającego mikroskopii Au: strzałka wskazuje guzek (w języku angielskim kropelka ) materii, która za sześć lat z prędkością 24 000 km/s , podróżował ponad miliard kilometrów na zewnątrz dysku. Gwiazda w centrum jest zasłonięta przez koronografa.

AU Microscopii organizuje album gruzu, optycznie rozwiązany po raz pierwszy w 2003 roku. [2] Dysk pokazuje wycinanie z układu słonecznego [19] i ma przynajmniej promień 200 do ; Taka odległość od gwiazdy oznacza, że ​​materiały dysku nie są przez niego zniszczone. [2] Disc przedstawia stosunek między masami gazu i pyłu nie więcej niż 6: 1, zdecydowanie niższy niż ten zwykle uważany za pierwotną wartość 100: 1; [20] Z tego powodu dysk nazywa się „biednym w gazie” ( ubogie gazowe ). Ogólna ilość proszków widocznych na dysku jest szacowana na masę księżycową, podczas gdy masa większej planetymimi, z której się pochodzą, byłaby co najmniej sześć mas księżycowych. [21]

Kilka badań wykazało obecność szczeliny w najbardziej wewnętrznej części dysku, z innym rozszerzeniem promieniowym w zależności od techniki obserwacyjnej: rozkład spektralny energii (SED) na submilymetryczne długości fali wskazuje 17 at W [22] podczas gdy obserwacja w rozproszonym świetle zwraca niższą wartość, 12 at ; [23] Połączenie SED z profilem jasności powierzchni Zamiast tego zwraca jeszcze niższą wartość, między 1 a 10 at . [24]

Najgłębsze części dysku obecne asymetryczne i pokazują szczególne struktury przez 40 at od gwiazdy; [25] Struktury te zostały porównane z oczekiwaniami w przypadku wpływów dużych ciał (planet) lub w przypadku, gdy dysk niedawno spełnił zjawiska szkolenia planetarnego. [25]

Obecność wewnętrznej przerwy i struktur na dysku doprowadziła wielu astronomów do poszukiwania dowolnych planet na orbicie wokół mikrofonu AU, bez wyników. [24] [26]

Powierzchowna jasność dysku zgodnie z rzutem odległości B Od gwiazdy ma charakterystyczny kształt. DO B ≈ 15 at Najbardziej wewnętrzne regiony dysku wydają się prawie stałą gęstość, [23] Ale idzie na zewnątrz ( B > 15 at ), gęstość zaczyna zmniejszać się, najpierw powoli ( B -A , gdzie α ≈ 1,8), zatem a B ≈ 43 at , w bardziej zaakcentowany sposób ( B -A , Dove a ≈ 4,8). [23] Forma tego rodzaju „złamanego prawa mocy” jest podobna do formy dysku β Piccoris.

Planety [[[ zmiana |. Modifica Wikitesto ]

Po latach obserwacji dysku gruzu, połączone analizy danych teleskopów Tess i Spitzer umożliwiły wykrycie planety w czerwcu 2020 r., Mając wymiary nettunian i do których podano nazwę Au Microscopii B [27]

W grudniu 2020 r. Odkryto drugą planetę o podobnych wymiarach; Obie planety są gorącymi nettunianami, nawet druga, bardziej odległa, ma wysoką temperaturę, wokół 454 K. . [6]

W lutym 2023 r. Ogłoszono odkrycie trzeciej planety, au Microscopii d, której orbita znajduje się między planami B i C. Ma masę porównywalną z naziemną i orbitę wokół gwiazdy w 12,74 dni. Trzy planety są w sumie rezonans orbity 4: 6: 9, co jest równoważne powiedzenie, że pary są przyjmowane w rezonansie 2: 3, czyli B w rezonansie 2: 3 z D, a ten ostatni jest w rezonansie 2: 3 Z C, tworząc trzy orbity, podczas gdy najbardziej zewnętrzna planeta (c) wykonuje 2. Biorąc pod uwagę niską mimośrodowość orbitalną, można by spodziewać się w przyszłych zdarzeniach tranzytowych również dla planety D, pomimo obserwacji z teleskopem przestrzennym TES nie przejście są wykrywane, prawdopodobnie również ze względu na szczyty działań młodej i burzliwej gwiazdy matki oraz niewielkiej wielkości tej planety. [28]

Obszar mieszkalny mikroskopii Au, w którym mogą istnieć odpowiednie warunki w celu wsparcia życia, znajduje się między odległością 0,31 a 0,6 UA. [16]

Perspektywa systemu [29] [28]
Planeta Makaron promień Gęstość ORDICO ORB. Sem. większy Ekscentryczność Inc. Orbit Odkrycie
B 11.7 ± 5 m ⊕ 4.38 ± 0,18 r ⊕ 0,77 g/cm³ 8 463 dni 0,0645 0,04 89,03 ° 2020
D 1.013 ± 0,146 m ⊕ – – 12 738 dni – 0,00097 89 096 ° 2023
C 22.2 ± 6,7 m ⊕ 3.51 ± 0,16 r ⊕ 1,45 g / cm3 18,859 dni 0,1101 do 0,041 88,62 ° 2020
  1. ^ ( W ) S. P. Maran i in. W Badanie MIC Au Star Flare Star z spektrografem Goddard High Resolution na The Hubble Space Telescope , W Biuletyn amerykańskiego społeczeństwa astronomicznego , tom. 23, wrzesień 1991, s. 1 1382.
  2. ^ A B C ( W ) P. Kalas, M. C. Liu E B. C. Matthews, Odkrycie dużego dysku w pobliżu pobliskiej gwiazdy Au Microscopiii , W Nauka , tom. 303, n. 5666, 26 marca 2004 r., Pp. 1990–1992, doi: 10.1126/science.1093420 W PMID 14988511 .
  3. ^ ( W ) B. Zuckerman e I. Song, Młode gwiazdy w pobliżu słońca , W Coroczny przegląd astronomii i astrofizyki , tom. 42, n. 1, wrzesień 2004, s. 685–721, doi: 10.1146/annurev.astro.42.053102.134111 .
  4. ^ ( W ) D. Barrado y Navascués, J. R. Stauffer, I. Song e J.-P. Caillault, Wiek beta pictoris , W The Astrophysical Journal , tom. 520, n. 2, 1 sierpnia 1999, s. L123 – L126, doi: 10.1086/312162 .
  5. ^ ( W ) B. pieprzony Monsignor Foss, M. Landini, J. John i S. L. Cully, Widmo EUV w mikroskopii , W Astronomia i astrofizyka , tom. 302, październik 1995, s. 1 193.
  6. ^ A B C D To jest E. Martioli i in. W Nowe ograniczenia systemu planetarnego wokół młodej aktywnej gwiazdy Au Mic. Dwa przejście ciepłych neptunów w pobliżu rezonansu średniej ruchu ( PDF ), Grudzień 2020 r.
  7. ^ ( W ) G. del Zanna, M. Landini i H. E. Mason, Spektroskopowa diagnostyka obszarów przejściowych gwiazd i Coronae w xuv: au mikrofon w spoczynku , W Astronomia i astrofizyka , tom. 385, n. 3, kwiecień 2002, s. 968–985, doi: 10.1051/0004-6361: 20020164 .
  8. ^ ( W ) D. Mouillet, Pobliskie dyski planetarne , W Nauka , tom. 303, n. 5666, 26 marca 2004 r., Pp. 1982–1983, doi: 10.1126/science.1095851 W PMID 15044792 .
  9. ^ ( W ) J. L. Linsky i in. W Zewnętrzna atmosfery fajnych gwiazd. XII – Badanie widm linii emisji ultrafioletowej IUE , W The Astrophysical Journal , tom. 260, n. 1, 15 września 1982 r., S. 670–694, doi: 10.1086/160288 .
  10. ^ ( W ) W. E. Kunkel, Aktywność gwiazd flary w dzielnicy słonecznej , W Suplement czasopisma astrofizycznego , t. 25, 1973, s. 1, dwa: 10.1086/190263 .
  11. ^ ( W ) C. J. Butler, P. B. Byrne, A. D. Andrews E J. G. Doyle, Widma ultrafioletowe gwiazd sąsiedztwa Solar Darff. I , W Miesięczne zawiadomienia o królewskim społeczeństwie astronomicznym , tom. 197, grudzień 1981, s. 815–827.
  12. ^ ( W ) S. P. Maran i in. W Obserwowanie gwiezdnych Coronae z spektrografem Goddard High Resolution. 1: Mikroskopii Au DME Star Au , W The Astrophysical Journal , tom. 421, n. 2, 1 lutego 1994 r., S. 800–808, doi: 10.1086/173692 .
  13. ^ ( W ) S. L. Clly, O. H. W. Siegmund, P. W. Vedder E J. V. Valllerga, Extreme Ultraviolet Explorer Deep Survey Obserwacje dużego wybuchu na mikroskopii Au , W The Astrophysical Journal , tom. 414, n. 2, 10 września 10 1993 r., Pp. L49 – L52, doi: 10.1086/156986 .
  14. ^ ( W ) M. R. Kundu, P. D. Jackson, S. M. White E M. Melozzi, Obserwacje mikrofalowe gwiazdy flary gwiazdy CETI, w mikroskopii i mikroskopii Au , W The Astrophysical Journal , tom. 312, 15 stycznia 1987 r., S. 822–829, doi: 10.1086/164928 .
  15. ^ ( W ) V. tsikoudi e B.J. był potrzebny, ROSAT All-Sky Survey Rentodem , W Miesięczne zawiadomienia o królewskim społeczeństwie astronomicznym , tom. 319, n. 4, grudzień 2000, s. 1147–1153, doi: 10.1046/j.1365-8711.2000.03905.x .
  16. ^ A B Stephen R. Kane i in. W Dynamika orbitalna i ewolucja zamieszkania planetarnego w systemie Au Mic ( PDF ), Listopad 2021.
  17. ^ Ewolucja gwiezdna i schemat HR . Czy Astronomiamo.it .
  18. ^ ( W ) C. J. Butler i in. W Modulacja obrotowa i rozbłyski na RS CVN i przez systemy DRA. II – obserwacje IUE przez Draconis i Au Microscopiii , W Astronomia i astrofizyka , tom. 174, n. 1-2, marzec 1987, s. 139–157.
  19. ^ ( W ) P. Kalas, J. R. Graham E M. Clapin, System planetarny jako pochodzenie struktury w pasie kurzu Fomalhaut , W Natura , tom. 435, n. 7045, 23 czerwca 2005 r., S. 1067–1070, doi: 10.1038/nature03601 W PMID 15973402 .
  20. ^ ( W ) A. Roberge, A. J. Weinberger, S. Redfield E P. D. Feldman, Szybkie rozproszenie gazu pierwotnego z dysku Rządu Au Microscopii , W The Astrophysical Journal , tom. 626, n. 2, 20 czerwca 2005 r., Pp. L105 – L108, doi: 10.1086/431899 .
  21. ^ ( W ) C. H. Chen i in. W Spitzer Study dotyczące zakurzonych dysków wokół pobliskich, młodych gwiazd , W The Astrophysical Journal , tom. 634, n. 2, 1 grudnia 2005 r., S. 1372–1384, doi: 10.1086/497124 .
  22. ^ ( W ) Michael C. Liu, Brenda C. Matthews, Jonathan P. Williams E Paul G. Kalas, Przeszukanie submillemetrów pobliskich młodych gwiazd w poszukiwaniu zimnego pyłu: odkrycie dysków gruzu wokół dwóch gwiazd o niskiej masie , W The Astrophysical Journal , tom. 608, n. 1, 10 czerwca 2004 r., S. 526–532, kod bibowy: 2004Apj … 608..526L , Doi: 10.1086/392531 .
  23. ^ A B C ( W ) J. E. Kirst i in. W Hubble Space Telescope Zaawansowana kamera do badań Coronagraphic Imaging na dysku gruzu Au Microscopii , W The Astronomical Journal , tom. 129, n. 2, luty 2005, s. 1008–1017, doi: 10.1086/426755 .
  24. ^ A B ( W ) S. A. Metchev, J. Eisner E. A. Hilndrarand, Adaptive Optics Imaging na dysku zakoczą , W The Astrophysical Journal , tom. 622, n. 1, 20 marca 2005 r., S. 451–462, doi: 10.1086/427869 .
  25. ^ A B ( W ) M. C. Liu, Podbudowa na dysku okarze wokół młodej gwiazdy Au Microscopiii , W Nauka , tom. 305, n. 5689, 3 września 2004, s. 1442–1444, doi: 10.1126/Science.1102929 W PMID 15308766 .
  26. ^ ( W ) E. Masciadri, R. Mundt, T. Henning E C. Alvarez Poszukiwanie gorących masywnych planetów pozasolarnych wokół pobliskich młodych gwiazd z adaptacyjnym systemem optyki NACO , W The Astrophysical Journal , tom. 625, n. 2, 1 czerwca 2005 r., S. 1004–1018, doi: 10.1086/429687 .
  27. ^ ( W ) Tess, misje Spitzera NASA Odkrywają świat krążący z wyjątkowej młodej gwiazdy . Czy NASA.GOV , 24 czerwca 2020 r.
  28. ^ A B Justin M. Wittrock i in. W Walidacja mikroskopii Au za pomocą zmian czasowych tranzytowych ( PDF ), W Styl Preprint2 w Aastex631 , 9 lutego 2023 r.
  29. ^ Norbert Zicher i in. W Jeden rok mikrofonu Au z harfami: I – Mierzenie mas dwóch planet transportowych ( PDF ), 3 Marzo 2022.
  Portal gwiazd : Uzyskaj dostęp do głosów Wikipedii, które zajmują się gwiazdami i konstelacjami

after-content-x4