AT mikroskop

AT Microscope, AT Microscopii , forkortet. AT Mic  er en dobbeltstjerne i det sydlige stjernebillede Mikroskop . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på +10,34 m [2] og er ikke synlig med det blotte øje . Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernen er omkring 35±1  ly væk. år ( 10,7±0,4  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres syd for 59°N. sh. , altså syd for Aberdeen ( 57°N ), Oslo ( 59°N ), St. Petersborg ( 59°N ). Det bedste tidspunkt at se er august . På himlen er stjernen placeret nordvest for α Microscope , sydvest for ω Stenbukken og øst for Askella ( ζ Skytten ).

Selve stjernen bevæger sig i forhold til Solen langsommere end andre stjerner: dens radiale heliocentriske hastighed er +4,0  km/s [14] , hvilket er omkring 2,5 gange mindre end hastigheden for de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også at stjernen bevæger sig væk fra solen .

Observationshistorik

I 1926 rapporterede den hollandsk-amerikanske astronom Willem Leiten , at linjerne i denne stjernes spektrum var ved at ændre sig. Den fotografiske plade taget den 23. juni 1895 viste lyse linjer af brint , som var meget svagere end dem på pladen taget den 29. juni 1895. Der var ingen sådanne linjer på fotografiet taget den 1. juli 1903 . Ændringen i stjernens lysstyrke var lille og oversteg ikke 0,5 m i størrelsesorden. Leithen bemærkede, at stjernen har en stor egenbevægelse , og ændrede dens position med 0,43 buesekunder mellem 1899 og 1923 [15] .

I 1927 viste objektet sig at være et par stjerner med en vinkelafstand på 2,95  " . Begge blev vist at tilhøre Me-type dværgklassen , hvilket indikerer, at de er røde dværge med emissionslinjer i deres spektrum . Dette var første opdagede par af Me-type dværgstjerner. Parallaxemålinger for stjerneparret viste et årligt skift på omkring 0,1  " , mens deres radiale hastighed var +4  km/s i forhold til Solen. Den nærliggende stjerne HD 197981, senere navngivet AU Microscope , blev vist at have en tilsvarende radial hastighed på +4,5  km/s [16] . Af denne grund er det blevet foreslået, at alle tre stjerner er fysisk forbundet [17] .

Efter opdagelsen i 1949 af , at nogle typer variable stjerner er kendetegnet ved hurtige, men kortvarige ændringer i lysstyrken, ledsaget af emissionslinjer i deres spektrum [18] , i 1954 den tjekkiske astrofysiker Zdeněk Szvestkaudnævnt HD 196982 A og B som flare stjernekandidater [19] .

Med introduktionen af ​​fotometriske instrumenter i astronomi kan stjernernes variabilitet nu spores over korte tidsperioder. Målinger af HD 196982 i løbet af 1969 viste, at disse stjerner var datidens mest aktive udstrålingsstjerner : 54 udbrud blev observeret i løbet af 16.31  timer . Udstrålingerne øgede parrets samlede lysstyrke med mere end 0,05 m i løbet af mere end halvdelen af ​​denne observationsperiode [20] . Der var også observationer, hvor stjernens lysstyrke faldt til 12,9 m [21] . I 1972 modtog parret betegnelsen AT Microscope ( lat.  AT Microscopii ) [22] .

Egenskaber for det binære system

AT Microscope er et binært stjernesystem, hvor komponenterne er placeret i en vinkelafstand på 4,0  " [18] . Begge komponenter er røde dværge og danner et af de yngste systemer af deres art i nærheden af ​​Solen [18] . AT-mikroskopsystemets alder er omkring 12  millioner år [5] .

AT Microscope har to hovedkomponenter: den første komponent - A er en stjerne med en tilsyneladende størrelse på +11,0 m [8] og spektral type M [7] . Den anden komponent, B, er en stjerne med en tilsyneladende størrelse på +11,1 m [8] og også af spektral type M [10] . De kredser om hinanden i en afstand på mindst 2,616  " , hvilket i en sådan afstand svarer til en semi-hovedakse på omkring 42  AU. Omdrejningsperioden for stjerner omkring hinanden er mindst 141,39  år [6] , hvilket er sammenlignelig med Neptuns perioderotation ( 167,79  år ) En ret stor excentricitet (0,607 [6] ) bringer derefter stjernerne sammen i en afstand på mindst 16,5  AU (det vil sige næsten i en sådan afstand, hvor Uranus befinder sig i solsystem , hvis radius af kredsløbet er 19,22  AU ), så fjerner det sig til en afstand på mindst 67,5  AU (det vil sige næsten til en sådan afstand, hvor Eris er placeret i solsystemet , hvis kredsløbsradius er 67,7  AU . e. ).

Banens hældning i AT-mikroskopsystemet er meget stor 148,4  ° [6] , det vil sige, at stjernerne kredser om hinanden, i en næsten retrograd bane , set fra Jorden. Periastron- epoken , det vil sige det tidspunkt, hvor stjernerne vil komme til en minimumsafstand fra hinanden, vil være i 2035 [6] .

Begge komponenter er flare stjerner [5] , hvilket betyder, at de er røde dværge , der oplever tilfældige kraftige flares på deres overflade, der øger deres lysstyrke. Begge komponenter i dette system har også aktive koronaer , der viser ændringer i lysstyrke af typen BY Dragon og er røntgenstråleudsendere [5] . Den gennemsnitlige flashhastighed for et par er 2,8 blink i timen [18] [23] . Deres røntgenspektrum stemmer overens med en plasmatæthed på omkring 3×10 10 cm −3 og en magnetisk feltstyrke på mindst 100  G i flareområderne [24] . Ingen af ​​stjernerne viser tegn på lithium i deres spektrum, og de har tilsyneladende udtømt dette grundstof som følge af termonuklear fusion i deres kerner [8] .

Komponent A

AT Mikroskop A er en dværg , spektral type M4.5V e [7] , som indikerer, at brint i stjernens kerne tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 3150  K [8] , hvilket giver den den karakteristiske røde farve som en stjerne af spektraltype M og gør den til en kilde til infrarød stråling [b] .

Massen af ​​en stjerne er typisk for en dværg og er: 0,25  [5] . Dens radius er 63 % mindre end Solens radius og er 0,37  [9] . Desuden er stjernen 33 gange svagere end vores sol , dens lysstyrke er 0,033  [8] . For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal den placeres i en afstand på 0,19 AU  . dvs. cirka dobbelt så tæt på den bane, hvori Merkur befinder sig i solsystemet . Desuden, fra en sådan afstand, ville AT i mikroskop A se mere end 2 gange større ud end vores sol , som vi ser det fra Jorden - 1,14 ° [c] ( den vinkeldiameter af vores sol  er 0,5 °).

Komponent B

AT Mikroskop B er en stjerne af spektral type M4.5Ve [10] . Massen af ​​en stjerne er ganske normal for en rød dværg : 0,25  [5] . Dens radius er 63 % mindre end Solens radius og er 0,37  [9] . Stjernen er også meget svagere end vores sol , dens lysstyrke er 0,033  [8] . For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal den placeres i en afstand på 0,57 AU  . dvs. mellem Merkur og Venus i solsystemet . Fra en sådan afstand ville AT-mikroskop B desuden se næsten en tredjedel mindre ud end vores sol , som vi ser det fra Jorden - 0,34 °.

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1920 blev stjernernes dualitet opdaget i AT-systemet i AB-mikroskopet. Det tog mere end 80 år at opdage gensidig bevægelse. En anden dualitet i BC-systemet, i det mindste optisk, blev opdaget i 1913 , og stjernen "kom ind" i systemet efter 1920 , og AT Microscope-stjernen blev betragtet som ternær. Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [25] :

Opsummerer vi al information om stjernen, kan vi sige, at stjernen har en satellit - AT Mikroskop B, og at stjernerne bevæger sig sammen i rummet, det vil sige, at stjernerne ikke kun er i sigtelinjen, men er gravitationsmæssigt forbundet med hver Andet. Den tredje komponent er AT-mikroskopet BC, som har en tilsyneladende størrelse på 11,49 m og er 2,1  " væk fra hovedkomponenten [25] og har en parallakse 20% [26] mindre end komponenterne i AT-mikroskop A og B, og er nok bare en forgrundsstjerne.

Dette par stjerner er også fysisk placeret nær den røde dværgstjerne AU Microscope (afstanden mellem stjernerne er 1,19  lysår [27] eller 46.400 ± 500  AU [8] ), hvilket kan betyde, at de danner et gravitationsbundet stjernesystem [5] . Således kan alle disse tre stjerner danne et bredt hierarkisk tredobbelt system med et par AT-mikroskoper, der roterer omkring AU-mikroskoper med en periode på 10  millioner år [8] . Den videre skæbne for AU Microscope -AT Microscope-systemet er højst sandsynligt et henfald, især hvis der er mange subhaloer af mørkt stof lokalt : ledsagere vil blive revet af hurtigere, og beviser for eksistensen af ​​et binært stjernesystem vil gå tabt.

Alle tre stjerner er kandidatmedlemmer af Beta Pictoris-bevægelsen af ​​stjerner , en af ​​de nærmeste sammenslutninger af stjerner, der deler en fælles bevægelse gennem rummet. Denne gruppe ligger i en gennemsnitlig afstand på omkring 100  sv. år (31  stk ) fra Jorden, men spredt over et volumen med en diameter på omkring 100  sv. år (31  stk ). Aldersvurderinger for denne gruppe spænder fra 10 til 21  Ma [8] .

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [27] fra AT Microscope's stjerne (kun den nærmeste stjerne, de klareste (<6,5 m ) og bemærkelsesværdige stjerner er inkluderet). Deres spektraltyper er vist på baggrund af farverne i disse klasser (disse farver er taget fra navnene på spektraltyperne og svarer ikke til stjernernes observerede farver):

Nær stjernen, i en afstand af 20 lysår , er der omkring 20 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, som ikke var med på listen.

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ Fra Wiens forskydningslov er strålingsenergien for et absolut sort legeme maksimal ved en given temperatur ved en bølgelængde λ b \u003d (2.898⋅10 6 nm•K) / (3150 K) ≈ 920 nm , som ligger i den nære infrarød del af det elektromagnetiske spektrum
3. ↑ Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: , hvor D S er stjernens diameter, udtrykt i a. e .; d CZ er afstanden til den beboelige zone

1. ↑ 1 2 3 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics bind 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357   
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 (engelsk) V* AT Mic -- Dobbelt- eller flerstjernet , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident = V%2A+AT+Mic > . Hentet 25. februar 2015.   
3. ↑ Torres, CAO ( december 2006 ), Søg efter associationer, der indeholder unge stjerner (SACY). I. Prøve og søgemetode , Astronomy and Astrophysics V. 460 (3): 695–708 , DOI 10.1051/0004-6361:20065602   
4. ↑ 1 2 Nicolet, B. ( 1978 ) , Fotoelektrisk fotometrisk katalog over homogene målinger i UBV System, Astronomy and Astrophysics Supplement Series bind 34: 1–49   
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Caballero, JA ( november 2009 ), At nå grænsen mellem stjernekinematiske grupper og meget brede binære grupper. Washington-dobbeltstjernerne med de bredeste vinkeladskillelser , Astronomi og Astrofysik V. 507 (1): 251–259 , DOI 10.1051/0004-6361/200912596   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Sjette katalog over visuelle binære stjerners kredsløb  (engelsk)  (link ikke tilgængeligt) . Hentet 27. juni 2019. Arkiveret fra originalen 1. august 2017.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 NAVN PÅ Mic A -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ sim-id? Ident=%405485499&Name=NAME%20AT%20Mic%20A > . Hentet 27. januar 2019.   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 McCarthy, Kyle & White, Russel J. ( juni 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  . Internet Stellar Database .
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 NAVN PÅ Mic B -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ sim-id? Ident=%402340315&Name=NAME%20AT%20Mic%20B > . Hentet 27. januar 2019.   
11. ↑ 1 2 Torres C. A. O., Quast G. R., Silva L. d., Reza R. d. l., Melo C. H. F., Sterzik M. Søg efter associationer, der indeholder unge stjerner (SACY)  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2006. - Vol. 460, Iss. 3. - P. 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. Grundlæggende parametre for lavmassestjernekandidater i nærliggende kinematiske unge stjernegrupper - Isokronal aldersbestemmelse ved hjælp af magnetiske evolutionære modeller  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2014. - Vol. 792, Iss. 1. - S. 37. - ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/792/1/37 - arXiv:1406.6750
13. ↑ SIMBAD Astronomisk Database
14. ↑ AT Microscopii  (engelsk)  (utilgængelig link - historie ) . Univers guide .
15. ↑ Luyten, WJ ( april 1926 ), Proper Motion Star with Variable Bright Lines, Harvard College Observatory Bulletin T. 835: 2–3   
16. ↑ V* AU Mic -- Variabel af BY Dra type , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=AU+Mic > . Hentet 27. januar 2019.   
17. ↑ Humason , W.S.; Adams, ML & Joy, AH ( oktober 1927 ), Observations of Faint Spectra , Publications of the Astronomical Society of the Pacific bind 39 (231): 365–369 , DOI 10.1086/123777   
18. ↑ 1 2 3 4 Kunkel, William E. ( januar 1973 ), Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood , vol. 25, s. 1–36 , DOI 10.1086/190263   
19. ↑ Švestka, Zdeněk ( februar 1954 ), A Note on the Dwarf Flare Stars , vol. 5, s. fire   
20. ↑ Kunkel, W.E. ( juli 1970 ), Flare Activity of -32 16135, YZ CMi and LPM 63 , vol. 442, s. 1-11   
21. ↑ AT Mic  . GAISH .
22. ↑ Kukarkin , BV; Kholopov, P.N.; Kukarkina, NP & Perova, NB ( september 1972 ), 58th Name-List of Variable Stars , vol. 717, s. 1–36 Se s. 12.   
23. ↑ García-Alvarez, D .; Jevremovic, D.; Doyle, JG & Butler, CJ ( februar 2002 ), Observationer og modellering af en stor optisk flare på AT Microscopii , vol. 383, s. 548-557 , DOI 10.1051/0004-6361:20011743   
24. ↑ Stepanov, A.V .; Tsap, Yu. T. & Kopylova, Yu. G. ( August 2006 ), Soft X-ray oscillations from AT Mic: Flare plasma diagnostics , Astronomy Letters vol. 32 (8): 569–573 , DOI 10.1134/S1063773706080081   
25. ↑ 1 2 Vizier katalogindgang
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 > . Hentet 27. januar 2019.   
27. ↑ 1 2 stjerner inden for 20 lysår fra AT Microscopii:  (eng.) . Internet Stellar Database .

Links

• AU og AT Microscopii AB på solstation.com