En microscopio

AT Microscope, AT Microscopii , abr. AT Mic  es una estrella binaria en la constelación austral Microscope . La estrella tiene una magnitud aparente de +10,34 m [2] y no es visible a simple vista . A partir de las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [1] , se sabe que la estrella está a unos 35 ± 1  ly de distancia. años ( 10,7±0,4  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al sur de 59°N. sh. , es decir, al sur de Aberdeen ( 57°N ), Oslo ( 59°N ), San Petersburgo ( 59°N ). El mejor momento para mirar es agosto . En el cielo, la estrella se encuentra al noroeste de α Microscope , al suroeste de ω Capricornio y al este de Askella ( ζ Sagitario ).

La estrella misma se mueve en relación con el Sol más lentamente que otras estrellas: su velocidad heliocéntrica radial es de +4,0  km/s [14] , que es unas 2,5 veces menor que la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella se aleja del sol .

Historial de observaciones

En 1926, el astrónomo holandés-estadounidense Willem Leiten informó que las líneas en el espectro de esta estrella estaban cambiando. La placa fotográfica tomada el 23 de junio de 1895 mostraba líneas brillantes de hidrógeno , que eran mucho más débiles que las de la placa tomada el 29 de junio de 1895. No había tales líneas en la fotografía tomada el 1 de julio de 1903 . El cambio en el brillo de la estrella fue pequeño, sin exceder los 0,5 m de magnitud. Leithen observó que la estrella tiene un gran movimiento propio , cambiando su posición en 0,43 segundos de arco entre 1899 y 1923 [15] .

En 1927, el objeto resultó ser un par de estrellas con una distancia angular de 2,95  " . Se demostró que ambas pertenecían a la clase de enanas de tipo Me , lo que indica que son enanas rojas con líneas de emisión en su espectro . Esta fue la primer par descubierto de estrellas enanas de tipo Me. Las mediciones de paralaje para el par de estrellas mostraron un cambio anual de aproximadamente 0,1  " mientras que su velocidad radial era de +4  km/s en relación con el Sol. Se demostró que la estrella cercana HD 197981, más tarde llamada AU Microscope , tiene una velocidad radial similar de +4,5  km/s [16] . Por esta razón, se ha sugerido que las tres estrellas están conectadas físicamente [17] .

Tras el descubrimiento en 1949 de que algunos tipos de estrellas variables se caracterizan por cambios de brillo rápidos pero de corta duración, acompañados de líneas de emisión en su espectro [18] , en 1954 el astrofísico checo Zdeněk Szvestkanombró a HD 196982 A y B como candidatos a estrellas fulgurantes [19] .

Con la introducción de instrumentos fotométricos en la astronomía, ahora se puede rastrear la variabilidad estelar en períodos cortos de tiempo. Las mediciones de HD 196982 durante 1969 mostraron que estas estrellas eran las estrellas fulgurantes más activas de esa época: se observaron 54 erupciones durante 16,31  horas . Las llamaradas aumentaron el brillo total de la pareja en más de 0,05 m durante más de la mitad de este período de observación [20] . También hubo observaciones durante las cuales el brillo de la estrella cayó a 12,9 m [21] . En 1972, la pareja recibió la designación AT Microscope ( lat.  AT Microscopii ) [22] .

Propiedades del sistema binario

AT Microscope es un sistema estelar binario en el que los componentes están ubicados a una distancia angular de 4.0  " [18] . Ambos componentes son enanas rojas y forman uno de los sistemas más jóvenes de su tipo en la vecindad del Sol [18] . El La edad del sistema AT Microscope es de unos 12  millones de años [5] .

AT Microscope tiene dos componentes principales: el primer componente - A es una estrella con una magnitud aparente de +11,0 m [8] y tipo espectral M [7] . La segunda componente, B, es una estrella con una magnitud aparente de +11,1 m [8] y también de tipo espectral M [10] . Giran una alrededor de la otra a una distancia de al menos 2,616  " , que a esa distancia corresponde a un semieje mayor de aproximadamente 42  UA. El período de revolución de las estrellas entre sí es de al menos 141,39  años [6] , que es comparable al período de rotación de Neptuno ( 167,79  años ). Una excentricidad bastante grande (0,607 [6] ) acerca a las estrellas a una distancia de al menos 16,5  AU (es decir, casi a la distancia en la que Urano se encuentra en el sistema solar , cuyo radio de la órbita es 19,22  AU ), luego se aleja a una distancia de al menos 67,5  AU (es decir, casi a la distancia donde se encuentra Eris en el sistema solar , cuyo radio orbital es 67,7  AU. e. ).

La inclinación de la órbita en el sistema del Microscopio AT es muy grande 148,4  ° [6] , es decir, las estrellas giran una alrededor de la otra, en una órbita casi retrógrada , como se ve desde la Tierra. La época del periastro , es decir, el momento en que las estrellas llegarán a una distancia mínima entre sí, será en 2035 [6] .

Ambos componentes son estrellas fulgurantes [5] , lo que significa que son enanas rojas que experimentan potentes destellos aleatorios en su superficie que aumentan su brillo. Además, ambos componentes de este sistema tienen coronas activas que muestran cambios de luminosidad del tipo BY Dragon y son emisores de rayos X [5] . La tasa de destello promedio para un par es de 2,8 destellos por hora [18] [23] . Su espectro de rayos X es consistente con una densidad de plasma de aproximadamente 3 × 10 10 cm −3 y una fuerza de campo magnético de al menos 100  G en las regiones de destellos [24] . Ninguna de las estrellas muestra signos de litio en su espectro, aparentemente habiendo agotado este elemento como resultado de la fusión termonuclear en sus núcleos [8] .

Componente A

AT Microscope A es una enana , tipo espectral M4.5V e [7] , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella sirve como "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 3150  K [8] , lo que le confiere el color rojo característico de una estrella de tipo espectral M y la convierte en una fuente de radiación infrarroja [b] .

La masa de una estrella es típica para una enana y es: 0.25  [5] . Su radio es 63% menor que el radio del Sol y es 0.37  [9] . Además, la estrella es 33 veces más tenue que nuestro Sol , su luminosidad es de 0,033  [8] . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que colocarse a una distancia de 0,19 UA  . es decir , aproximadamente el doble de cerca de la órbita en la que se encuentra Mercurio en el sistema solar . Además, desde tal distancia, AT del Microscopio A parecería más de 2 veces más grande que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 1,14 ° [c] ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °).

Componente B

AT Microscope B es una estrella de tipo espectral M4.5Ve [10] . La masa de una estrella es bastante normal para una enana roja : 0,25  [5] . Su radio es 63% menor que el radio del Sol y es 0.37  [9] . Además, la estrella es mucho más tenue que nuestro Sol , su luminosidad es de 0,033  [8] . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que colocarse a una distancia de 0,57 UA  . e. , es decir, entre Mercurio y Venus en el sistema solar . Además, desde tal distancia, AT Microscope B parecería casi un tercio más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,34 °.

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1920 se descubrió la dualidad de las estrellas en el sistema AT del Microscopio AB. Se necesitaron más de 80 años para detectar el movimiento mutuo. Otra dualidad en el sistema BC, al menos óptica, fue descubierta en 1913 y la estrella "entró" en el sistema después de 1920 y la estrella AT Microscope fue considerada ternaria. Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [25] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella tiene un satélite: AT Microscope B y que las estrellas se mueven juntas en el espacio, es decir, las estrellas no solo están en la línea de visión, sino que están conectadas gravitacionalmente entre sí. otro. El tercer componente es el Microscopio AT BC, el cual tiene una magnitud aparente de 11.49 m y está a 2.1  " de distancia del componente principal [25] y tiene un paralaje 20% [26] menor que los componentes del Microscopio AT A y B, y probablemente sea solo una estrella en primer plano.

Además, este par de estrellas se encuentra físicamente cerca de la estrella enana roja AU Microscope (la distancia entre las estrellas es de 1,19  años luz [27] o 46 400 ± 500  AU [8] ), lo que puede significar que forman un sistema estelar ligado gravitacionalmente. [5] . Por lo tanto, todas estas tres estrellas pueden formar un amplio sistema triple jerárquico con un par de microscopios AT que giran alrededor de microscopios AU con un período de 10  millones de años [8] . El futuro destino del sistema AU Microscope -AT Microscope probablemente sea una descomposición, especialmente si hay muchos subhalos de materia oscura localmente : los compañeros serán arrancados más rápido y la evidencia de la existencia de un sistema estelar binario se perderá.

Las tres estrellas son miembros candidatos del grupo de estrellas en movimiento Beta Pictoris , una de las asociaciones más cercanas de estrellas que comparten un movimiento común a través del espacio. Este grupo se encuentra a una distancia media de unos 100  sv. años (31  pc ) de la Tierra, pero dispersos en un volumen con un diámetro de unos 100  sv. años (31  pc ). Las estimaciones de edad para este grupo oscilan entre 10 y 21  Ma [8] .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [27] de la estrella de AT Microscope (solo se incluye la estrella más cercana, la más brillante (<6,5 m ) y las estrellas notables). Sus tipos espectrales se muestran sobre el fondo de los colores de estas clases (estos colores se toman de los nombres de los tipos espectrales y no corresponden a los colores observados de las estrellas):

Cerca de la estrella, a una distancia de 20 años luz , hay unas 20 enanas rojas , naranjas y amarillas más de la clase espectral G, K y M que no estaban incluidas en la lista.

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ De la ley de desplazamiento de Wien , la energía de radiación de un cuerpo absolutamente negro es máxima a una temperatura dada a una longitud de onda λ b \u003d (2.898⋅10 6 nm•K) / (3150 K) ≈ 920 nm , que se encuentra en el cercano parte infrarroja del espectro electromagnético
3. ↑ El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: , donde D S es el diámetro de la estrella, expresado en a. ej .; d CZ es la distancia a la zona habitable

1. ↑ 1 2 3 van Leeuwen, F. ( noviembre de 2007 ), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357   
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 (inglés) V* AT Mic -- Estrella doble o múltiple , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident = V%2A+AT+Micrófono > . Consultado el 25 de febrero de 2015.   
3. ↑ Torres, CAO ( diciembre de 2006 ), Búsqueda de asociaciones que contengan estrellas jóvenes (SACY). I. Muestra y método de búsqueda , Astronomía y Astrofísica V. 460 (3): 695–708 , DOI 10.1051/0004-6361:20065602   
4. ↑ 1 2 Nicolet, B. ( 1978 ) , Catálogo fotométrico fotoeléctrico de mediciones homogéneas en el Sistema UBV, Serie Suplementaria de Astronomía y Astrofísica Vol . 34: 1–49   
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Caballero, JA ( noviembre de 2009 ), Alcanzando el límite entre grupos cinemáticos estelares y binarias muy amplias. Las estrellas dobles de Washington con las separaciones angulares más amplias , Astronomy and Astrophysics V. 507 (1): 251–259 , DOI 10.1051/0004-6361/200912596   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Sexto catálogo de órbitas de estrellas binarias visuales  (inglés)  (enlace no disponible) . Consultado el 27 de junio de 2019. Archivado desde el original el 1 de agosto de 2017.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 NAME AT Mic A -- Estrella de alto movimiento propio , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ sim-id? Ident=%405485499&Name=NOMBRE%20AT%20Mic%20A > . Consultado el 27 de enero de 2019.   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 McCarthy, Kyle & White, Russel J. ( junio de 2012 ), The Sizes of the Nearest Young Stars , The Astronomical Journal Vol . 143 (6): 134 , DOI 10.1088/0004-6256/143/6/134   
9. ↑ 1 2 3 4 A. T. Microscopii  . Base de datos estelar de Internet .
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 NOMBRE EN Mic B -- Estrella de alto movimiento propio , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ sim-id? Ident=%402340315&Name=NOMBRE%20AT%20Mic%20B > . Consultado el 27 de enero de 2019.   
11. ↑ 1 2 Torres C. A. O., Quast G. R., Silva L. d., Reza R. d. l., Melo C. H. F., Sterzik M. Búsqueda de asociaciones que contengan estrellas jóvenes (SACY)  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2006. - Vol. 460, edición. 3.- Pág. 695-708. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20065602 - arXiv:astro-ph/0609258
12. ↑ Malo L. , Doyon R. , Feiden G. A., Feiden G. A. , Albert L., Lafrenière D. , Artigau É. , Gagné J. , Riedel A. BANYAN. IV. Parámetros fundamentales de candidatos a estrellas de baja masa en grupos cinemáticos estelares jóvenes cercanos: determinación de la edad isocronal utilizando modelos evolutivos magnéticos  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Ediciones IOP , 2014. - Vol. 792, edición. 1.- Pág. 37.- ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/792/1/37 - arXiv:1406.6750
13. ↑ Base de datos astronómica SIMBAD
14. ↑ AT Microscopii  (inglés)  (enlace inaccesible - historial ) . Guía del Universo .
15. ↑ Luyten, WJ ( abril de 1926 ), Proper Motion Star with Variable Bright Lines, Harvard College Observatory Bulletin T. 835: 2–3   
16. ↑ V* AU Mic -- Variable de tipo BY Dra , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=AU+Mic > . Consultado el 27 de enero de 2019.   
17. ↑ Humason , WS; Adams, ML & Joy, AH ( octubre de 1927 ), Observations of Faint Spectra , Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico Vol. 39 (231): 365–369 , DOI 10.1086/123777   
18. ↑ 1 2 3 4 Kunkel, William E. ( enero de 1973 ), Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood , vol. 25, pág. 1–36 , DOI 10.1086/190263   
19. ↑ Švestka, Zdeněk ( febrero de 1954 ), A Note on the Dwarf Flare Stars , vol. 5, pág. cuatro   
20. ↑ Kunkel, W.E. ( julio de 1970 ), Flare Activity of -32 16135, YZ CMi and LPM 63 , vol. 442, pág. 1–11   
21. ↑ AT Mic  . GAISH .
22. ↑ Kukarkin , BV; Kholopov, PN; Kukarkina, NP & Perova, NB ( septiembre de 1972 ), 58th Name-List of Variable Stars , vol. 717, pág. 1–36 Consulte la pág. 12   
23. ↑ García-Álvarez, D .; Jevremovic, D.; Doyle, JG & Butler, CJ ( febrero de 2002 ), Observaciones y modelado de una gran llamarada óptica en AT Microscopii , vol. 383, pág. 548–557 , DOI 10.1051/0004-6361:20011743   
24. ↑ Stepanov, A.V .; Tsap, Yu. T. y Kopylova, Yu. G. ( agosto de 2006 ), Oscilaciones de rayos X suaves de AT Mic: Flare plasma diagnostics , Astronomy Letters Vol. 32 (8): 569–573 , DOI 10.1134/S1063773706080081   
25. ↑ 1 2 Entrada de catálogo de Visir
26. ↑ TYC 7460-391-1 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%407416926&Name=TYC%207460- 391-1 > . Consultado el 27 de enero de 2019.   
27. ↑ 1 2 Estrellas a 20 años luz de AT Microscopii:  (ing.) . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• AU y AT Microscopii AB en solstation.com