AU ミクロスコピ

AU ミクロスコピ

AU Microscopii、J バンド画像、2MASS。
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	顕微鏡
赤経	20時間45分09.53250秒[1]
偏角	–31° 20′ 27.2379″ [1]
見かけの等級 （V）	8.73 [2]
特徴
スペクトル型	M1Ve [2]
見かけの等級 （V）	8.627 ± 0.052 [3]
見かけの等級 （J）	5.436 ± 0.017 [3]
U−B色指数	1.01
B−V色指数	1.45
変数型	フレアスター
天体測量
視線速度(R v )	−6.90 ± 0.37 [1]  km/s
固有運動（μ）	RA:  +281.319 マス/年[1] 12 月:  -360.148 マス/年[1]
視差（π）	102.9432 ± 0.0231 マス[1]
距離	31.683 ± 0.007 光年 (9.714 ± 0.002  pc )
絶対等級 (M V )	8.61
詳細
質量	0.60 ± 0.04 [ 3]  M☉
半径	0.82 ± 0.02 [3  ] R☉
明るさ	0.102 ± 0.002 [ 3]  L☉
表面重力（log  g）	4.52 ± 0.05 [3]  cgs
温度	3665 ± 31 [3]  K
回転	4.8367 ± 0.0006 日[4]
回転速度( v  sin  i )	8.5 ± 0.2 [3]  km/s
年	23 ± 3、18.5 ± 2.4 [3] ミル
その他の指定
CD  -31°17815、GCTP  4939.00、GJ  803、HD  197481、HIP  102409、LTT  8214、SAO  212402、Vys 824、LDS 720 A。
データベース参照
シンバド	データ
アリンス	データ

AU ぐっすり座（AU Mic）は、太陽に次いで最も近い恒星の約 8 倍の距離にあたる31.7光年（9.7パーセク）離れた位置にある若い赤色 矮星です。^{[5] AU ぐっすり座 の}見かけの等級は8.73で、^[2]肉眼では暗すぎます。この名称が付けられたのは、南の星座であるぐっすり座にあり、変光星であるためです。βがか座と同様に、AU ぐっすり座 には、デブリ ディスクと呼ばれる塵の星周円盤と、少なくとも 2 つの太陽系外惑星があり、さらに 2 つの惑星が存在する可能性もあります。^{[6] [3]}

AUミクロスコピイは、年齢がわずか2200万年の若い星で、太陽の年齢の1％未満です。^[7]恒星分類はM1 Ve ^[2]で、赤色矮星^[8]であり、物理的半径は太陽の75％です。質量は太陽の半分であるにもかかわらず、^{[9] [10]太陽の9％ [11]}の光度しか放射していません。このエネルギーは、有効温度3,700 Kの 星の外層大気から放射されており、 M型星の冷たいオレンジがかった赤色の輝きを与えています。^{[12] AUミクロスコピイは、}移動グループβピカトリスのメンバーです。^{[13] [14] AUミクロスコピイは、}重力によって連星系ATミクロスコピイに結びついている可能性があります。^[15]

AUミクロスコピウスは、電波からX線まで、電磁スペクトルのあらゆる部分で観測されており、これらすべての波長でフレア活動を起こすことが知られています。 ^{[17] [18] [19] [20]}そのフレア活動は1973年に初めて確認されました。^{[21] [22]}これらのランダムな発生の根底には、4.865日の周期でほぼ正弦波状に明るさが変動する現象があります。この変動の振幅は時間とともにゆっくりと変化します。Vバンドの明るさの変動は、1971年には約0.3等級でしたが、1980年にはわずか0.1等級になりました。^[23]

ミクロスコピウス座AU星のデブリディスクは非対称構造で、内部の隙間や穴にはデブリがないため、多くの天文学者がミクロスコピウス座AU星を周回する惑星の探索を行っている。2007年までに、探索による惑星の発見はなかった。^{[24] [25]しかし、2020年に}TESSによるトランジット観測に基づいて、海王星サイズの惑星の発見が発表された。^[7]その自転軸は親星の自転軸とよく一致しており、ずれは5⁺¹⁶
₋₁₅°. ^[26]

2018年以来、2番目の惑星AU Microscopii cが存在するのではないかと疑われていた。TESS観測所によって追加の通過イベントが記録された後、2020年12月に確認された。^[27]

この系に3番目の惑星が存在する可能性は、通過タイミングの変動に基づいて2022年から疑われており、^[28] 2023年に「検証」されたが、惑星dのいくつかの可能性のある軌道周期はまだ排除できない。この惑星の質量は地球に匹敵する。^[6] 視線速度観測では、2023年時点で4番目の外惑星の証拠も見つかっている。 ^[3]ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によるAUミクロスコピイ系の観測では、これまで知られていなかった伴惑星の存在は確認できなかった。^[29]

赤外線天文衛星による全天観測により、AU Microscopii からの微かな赤外線放射が明らかになった。^{[32] [33]}この放射は、2003 年にポール カラスと共同研究者がハワイ大学マウナ ケア山頂の2.2 メートル望遠鏡を使用して初めて可視光線で解像した恒星周縁の塵の円盤によるものである。^[5] この大きなデブリ ディスクは、地球の真横にほぼ 90 度向いており、^[34]半径は少なくとも 200 AUである。星からこれほど遠い距離にあるため、ディスク内の塵の寿命は AU Microscopii の年齢を超えている。^[5] ディスクのガスと塵の質量比は 6:1 以下で、通常想定される原始的な値である 100:1 よりもはるかに低い。^[35] デブリ ディスクは、星周システム内の原始的なガスがほとんど枯渇しているため、「ガス不足」と呼ばれている。^[36] 円盤内に見える塵の総量は少なくとも月の質量と推定され、塵を生成するより大きな微惑星は少なくとも月の質量の6倍あると推測される。^[37]

ミクロスコピウス座AUのデブリ円盤のサブミリ波でのスペクトルエネルギー分布は、円盤内に17 AUまで広がる内孔があることを示しており、^[38]散乱光画像では内孔の半径が12 AUと推定されている。^[39] スペクトルエネルギー分布と表面輝度プロファイルを組み合わせると、内孔の半径が1 - 10 AUとより小さく推定される。^[24]円盤の内側部分は非対称で、内側の40 AUに構造が見られる。^[40] 内部構造は、円盤がより大きな天体の影響を受けている場合や最近惑星形成を行った場合に見られると予想される構造と比較されている。^[40]近赤外線での円盤の表面輝度（面積あたりの輝度）は、恒星からの投影距離の関数として特徴的な形状をたどる。円盤の内側は密度がほぼ一定で、輝度は変化せず、多かれ少なかれ平坦である。^[39] の周囲では 密度と表面輝度が減少し始める。最初は距離に比例して のようにゆっくりと減少し、その後 の外側では密度と輝度は のようにはるかに急激に減少する。^[39] この「破れたべき乗則」の形状はβピクシスの円盤の輪郭の形状に似ている。 ${\displaystyle \scriptstyle I}$${\displaystyle \scriptstyle r}$${\displaystyle \scriptstyle r\,<\,15AU}$${\displaystyle \scriptstyle r\,\approx \,15AU}$${\displaystyle \scriptstyle I\,\propto \,r^{-1.8}}$${\displaystyle \scriptstyle r\,\approx \,43AU}$${\displaystyle \scriptstyle I\,\propto \,r^{-4.7}}$

2015年10月、天文学者が超大型望遠鏡（VLT）を使用して、ディスク内で非常に珍しい外側に移動する特徴を検出したことが報告されました。VLT画像をハッブル宇宙望遠鏡が2010年と2011年に撮影した画像と比較すると、波のような構造が最大毎秒10キロメートル（時速22,000マイル）の速度で恒星から遠ざかっていることがわかりました。恒星から遠く離れた波は近くの波よりも速く動いているようで、少なくとも3つの特徴は恒星の重力から逃れられるほど速く動いています。^[41]超大型望遠鏡のSPHERE装置による追跡観測により、高速移動する特徴の存在を確認できました。^[42]ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の観測では、2つのNIRCamフィルターでディスク内に同様の特徴が見つかりました。^{[29]しかし、これらの特徴は}アタカマ大型ミリ波干渉計の観測による電波では検出されていません。^{[43] [44]}これらの高速で移動する特徴は「塵のなだれ」と呼ばれ、塵の粒子が円盤内で微惑星に壊滅的に衝突する場所です。^{[45] [44]}

AU Mic のディスクはさまざまな波長で観測されており、このシステムに関するさまざまな情報を人間に提供しています。可視波長で観測されるディスクからの光は、塵粒子から反射 (散乱) されて地球の視線に入った恒星の光です。これらの波長での観測では、コロナグラフ スポットを使用して恒星から直接来る明るい光を遮断します。このような観測により、ディスクの高解像度画像が得られます。塵粒子のサイズよりも長い波長の光は散乱が弱いため、異なる波長 (たとえば可視光と近赤外線) で画像を比較すると、ディスク内の塵粒子のサイズに関する情報が得られます。^[46]

ハッブル宇宙望遠鏡とケック望遠鏡による光学観測が行われてきた。また、ジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡、スピッツァー宇宙望遠鏡、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって、赤外線およびサブミリ波の波長でこの系が観測されてきた。この光は、内部熱の結果として塵粒子から直接放射される（修正黒体放射）。これらの波長では円盤を分解できないため、このような観測は系全体から来る光の量を測定することになる。波長を長くするほど、より大きなサイズや恒星からより遠い距離にある塵粒子に関する情報が得られる。

• 2020 年に発見された太陽系外惑星のリスト- AU Microscopii b および c
• 2023年に発見される太陽系外惑星のリスト- AU Microscopii d

ウィキメディア・コモンズには、 AU Microscopiiに関連するメディアがあります。

• 「AU および AT Microscopii AB」。SolStation。2004 年。2006 年 11 月 11 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006 年 12 月 20 日閲覧。