AU 현미경

AU Microscopii
AU 현미경
HD197481 2MASS JBAND.png
AU 현미경, J밴드 이미지, 2MASS.
관찰 데이터
Epoch J2000 Equinox J2000
콘스텔레이션 현미경
적경 20h 45m 09.53147s[1]
적위 -31° 20° 27.2425°[1]
겉보기 등급(V) 8.73[2]
특성.
스펙트럼형 M1Ve[2]
U-B 색지수 1.01
B-V 색지수 1.45
변수 유형 플레어 별
아스트로메트리
반지름 속도(Rv)– 6.0 km[2]/s
고유운동(μ) RA: +279.96[1] mas/년
Dec.: - 360.61[1] mas/년
시차())102.9432 ± 0.0231 mas[3]
거리31.683 ± 0.007 년
(9.714 ± 0.002 pc)
절대 등급(MV)8.61
세부 사항
덩어리0.50 ± 0.03[4] M☉
반지름0.75 ± 0.03[4] R☉
광도0.09[5] L☉
온도3,700 ± 100[4] K
회전 속도(v sin i)9.3[2] km/s
나이22 ± 3[4] Myr
기타 명칭
CD - 31°17815, GCTP 4939.00, GJ 803, HD 197481, HIP 102409, LTT 8214, SAO 212402, Vys 824, LDS 720 A.
데이터베이스 참조
심바디데이터.
ARICNS데이터.

AU 현미경(AU Mic)은 약 32광년(9.8파섹) 떨어진 젊은 작은 별로서, 태양 다음으로 [6]가장 가까운 별보다 약 8배 더 멀리 떨어져 있습니다.현미경자리 AU의 겉보기 등급은 8.[2]73으로 육안으로는 볼 수 없을 정도로 어둡다.그것은 남쪽의 현미경자리에 있고 변광성이기 때문에 이 명칭이 붙여졌다.β 픽토리스처럼 AU 현미경은 먼지 원반으로 알려진 별주변 원반과 적어도 두 개의 외부 행성을 가지고 있다.

별의 특성

AU Mic은 겨우 2,200만 년 된 젊은 별입니다. 태양 [4]나이의 1%도 되지 않습니다.분광형은 M1 [2]Ve로 물리적 반지름이 태양의 75%인 적색왜성이다[7].태양 [8][9]질량의 절반임에도 불구하고, 이 행성은 태양의 9%[5]의 광도만을 방출하고 있습니다.이 에너지는 3,700 K의 유효 온도에서 별의 외부 대기로부터 방출되어 M형 [10]별의 차가운 오렌지색 붉은 빛을 냅니다.AU Microsopii는 β Pictoris 이동 [11][12]그룹의 구성원이다.현미경자리 AU는 쌍성계 AT 현미경자리에 중력적으로 결합되어 있을 수 있다.[13]

TES[14] 데이터에서 플롯된 AU 현미경의 광도 곡선

AU 현미경은 라디오에서 X선에 이르는 전자파 스펙트럼의 모든 부분에서 관측되었으며 이러한 모든 [15][16][17][18]파장에서 플레어링 활동을 하는 것으로 알려져 있습니다.그것의 섬광 행동은 [19][20]1973년에 처음 확인되었다.이러한 무작위 발병의 근저에는 4.865일의 주기로 밝기의 거의 사인파적 변화가 있다.이 변동의 진폭은 시간에 따라 천천히 변화합니다.1971년에는 V 대역 밝기 변화가 약 0.3등급이었지만 1980년에는 0.[21]1등급에 불과했다.

행성계

현미경자리 AU 행성계[22][23][24]
동반자
(별부터 순서대로) 		덩어리 세미마조르 축
(AU) 		공전 주기
(일) 		편심 기울기 반지름
b 20.12+1.72
−1.57[25] M🜨		 0.066 8.46321±0.00004 0.1 89.03+0.12
−0.11°		 4.07 ± 0.17 R🜨
c 10.8M+2.3
−2.2[26]🜨		 0.1101±0.0022 18.858991±0.000010 — 88.62+0.24
−0.18°		 3.24 ± 0.16 R🜨
파편 원반 <50 –> 150 AU — —

내부 구멍의 존재와 비대칭 구조는 많은 천문학자들이 현미경자리 AU 주위를 도는 행성을 찾도록 만들었다.2007년까지,[27][28] 어떠한 탐사도 행성에 대한 어떠한 발견으로 이어지지 않았다.하지만 2020년에 해왕성 크기의 행성이 발견되었다고 발표되었다.[4]이 별의 회전 축은 모항성의 회전 축과 잘 정렬되어 있으며, 정렬 오류는 5°[22]입니다+16
−15.

2018년부터 두 번째 행성 AU 현미경 c가 존재할 것으로 의심되었다.2020년 12월 TES [24]관측소에 의해 추가 통과 사건이 문서화된 후 확인되었다.

2022년 [26]이후 이 행성계에 제3의 행성이 있는 것으로 추정되고 있다.

파편 원반

AU 현미경 주변의 잔해 원반의 허블 우주 망원경 이미지.
이 짧은 시간 경과 시퀀스는 파편 디스크의 이미지를 보여줍니다.

AU 현미경에는 2003년 폴 칼라스와 협력자들이 [6]하와이 마우나케아에 있는 2.2m 망원경을 이용해 광학 파장에서 처음 분해한 자체 먼지 원반이 숨겨져 있다.이 큰 파편 원반은 지구의 [29]가장자리를 향하고 있으며 반지름은 최소 200AU입니다.별에서 이렇게 먼 거리에서는 원반 안에 있는 먼지의 수명이 현미경자리 AU의 나이를 초과합니다.[6]이 디스크의 가스 대 먼지 질량비는 6:1 이하이며, 이는 일반적으로 가정된 초기 값인 100:[30]1보다 훨씬 낮은 값입니다.따라서 이물질 원반을 "가스 부족"이라고 합니다.원반에서 볼 수 있는 총 먼지의 양은 적어도 달 질량으로 추정되며, 먼지가 생성되는 더 큰 미행성들은 적어도 6개의 달 [31]질량을 가지고 있는 것으로 추정됩니다.

마이크로미터 이하의 파장에서의 AU 현미경 원반의 스펙트럼 에너지 분포는 원반에 17AU까지 [32]연장된 내부 구멍의 존재를 나타내며, 산란된 빛 이미지에서는 내부 구멍의 [33]반지름이 12AU로 추정됩니다.스펙트럼 에너지 분포와 표면 밝기 프로파일을 조합하면 내부 구멍의 반지름을 1 - 10 [27]AU로 더 작게 추정할 수 있다.

디스크 내부는 비대칭이며 내부 40AU의 [34]구조를 나타냅니다.내부 구조는 원반이 더 큰 물체의 영향을 받았거나 최근 행성 [34]형성을 거쳤을 때 나타날 것으로 예상되는 구조와 비교되어 왔다.

항성으로부터의 투영 거리(\displaystyle r의 함수로서 I I에서 디스크의 표면 밝기(면적당 밝기)는 특징적인 모양을 따릅니다.디스크의 r < A \ \ r , < , >는 밀도가 거의 일정하며 밝기는 거의 변하지 않고 거의 [33]평평합니다. , 약 AU} 밀도와 표면의 밝기가 감소하기 시작합니다.먼저 거리에 비례하여 천천히 감소합니다- . \ style \ , \ , {- 1 . ; U\ r , \ , AU r-. \ \ I , \ , { - . [33]} and i and and and and and and au au au au au au au au au au au β Pic 디스크의 프로파일 모양과 비슷합니다.

2015년 10월 초거대망원경(VLT)을 사용하는 천문학자들이 원반에서 매우 특이한 바깥쪽으로 움직이는 특징을 발견했다고 보고되었다.2010년과 2011년 허블우주망원경에 의해 촬영된 VLT 영상과 비교함으로써 파도와 같은 구조들이 초속 10킬로미터(시속 22,000마일)의 속도로 별에서 멀어지고 있다는 것을 알아냈다.별에서 멀리 떨어진 파도는 가까운 파동보다 더 빠르게 움직이는 것으로 보이며,[35] 적어도 세 가지 특징은 별의 중력을 피할 수 있을 만큼 빠르게 움직이고 있습니다.

관찰 방법

AU Microsopii 크레딧에 대한 아티스트의 인상: NASA/ESA/G.베이컨(STScI)

AU Mic의 원반은 다양한 파장에서 관측되어 인간들에게 시스템에 대한 다양한 종류의 정보를 제공해 왔다.광학 파장에서 관측된 원반에서 나오는 빛은 먼지 입자에 반사(산란)된 별빛입니다.이러한 파장에서의 관측은 코로나그래프 점을 이용하여 항성으로부터 직접 오는 밝은 빛을 차단합니다.이러한 관찰은 디스크의 고해상도 이미지를 제공합니다.먼지 알갱이 크기보다 긴 파장의 빛은 잘 산란되지 않기 때문에 다른 파장(예를 들어 가시광선 및 근적외선)의 이미지를 비교함으로써 [36]디스크 내의 먼지 알갱이의 크기에 대한 정보를 얻을 수 있다.

허블 망원경으로 별 [37]원반을 휩쓸고 있는 물질 방울을 관측했습니다.

허블 우주 망원경과 멕 망원경으로 광학 관측을 해 왔다.이 시스템은 적외선 및 밀리미터 미만의 파장에서도 관찰되었습니다.이 빛은 내부의 열(변형 흑체 복사)의 결과로 먼지 입자에 의해 직접 방출됩니다.이러한 파장에서는 디스크를 분해할 수 없기 때문에 이러한 관측은 시스템 전체에서 발생하는 빛의 양을 측정하는 것입니다.점점 더 긴 파장에서의 관측은 큰 크기의 먼지 입자와 별에서 더 먼 거리에 있는 먼지 입자에 대한 정보를 제공합니다.이러한 관측은 제임스 클러크 맥스웰 망원경과 스피처 우주 망원경으로 이루어졌다.

레퍼런스

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외부 링크

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