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9.53250秒[ 1 ]
赤緯–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  mas [ 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
シンバッドデータ
太陽系外惑星アーカイブデータ
アリンスデータ

AU ぐろすこぴい座(AU Mic) は若い赤色矮星で、地球から31.7光年(9.7パーセク) 離れています。これは太陽に次いで最も近い恒星の約 8 倍の距離です。[ 5 ] AU ぐろすこぴい座の見かけの等級は8.73 で[ 2 ]、肉眼では暗すぎます。南の星座ぐろすこぴい座にあり、変光星であるため、この名称が付けられました。βがか座と同様に、AU ぐろすこぴい座にはデブリ円盤と呼ばれる塵の星周円盤があり、少なくとも 3 つの太陽系外惑星があり、さらにもう 1 つの惑星が存在する可能性があります。[ 6 ] [ 3 ]

恒星の特性

AUミクロスコピイは、年齢がわずか2200万年の若い恒星で、太陽の年齢の1%にも満たない。[ 7 ]恒星分類はM1 Veで[ 2 ]、赤色矮星[ 8 ]であり、物理的半径は太陽の75%である。質量は太陽の半分であるにもかかわらず[ 9 ] [ 10 ]、放射する光度は太陽のわずか9% [ 11 ]である。このエネルギーは、有効温度3,700 Kの 恒星の外層大気から放射されており、 M型恒星の冷たいオレンジがかった赤色の輝きを与えている。[ 12 ] AUミクロスコピイは、移動銀河団βがく座のメンバーである。[ 13 ] [ 14 ] AUミクロスコピイは、重力的に連星系ATミクロスコピイに結びついている可能性がある。[ 15 ]

TESSデータからプロットされたAU Microscopiiの光度曲線[ 16 ]

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、これらの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背景には、4.865日周期のほぼ正弦波状の明るさの変動があります。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 ]

惑星系

AUミクロスコピイのデブリディスクは非対称構造で、内部にはデブリのない隙間や穴があり、多くの天文学者がAUミクロスコピイを周回する惑星の探索に取り組んできました。2007年までに、探索の結果、惑星は発見されていませんでした。[ 24 ] [ 25 ]しかし、2020年にTESSによるトランジット観測に基づき、海王星サイズの惑星が発見されたことが発表されました。[ 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つ目の惑星、AU Microscopii cの存在が疑われていました。これは、TESS観測所によって追加のトランジットイベントが記録された後、2020年12月に確認されました。[ 27 ] 2024年に行われた、惑星cのロシター・マクラフリン効果の測定では、惑星が恒星の自転軸とずれている可能性があり、投影された傾斜角λ c =の値があまり制約されていないことが明らかになりました。67.8°+31.7° −49.0°. [ 28 ]

この系には2022年から、通過タイミングの変動に基づいて3番目の惑星が存在すると疑われており[ 29 ]、2023年には「検証」されたが、惑星dの公転周期が複数存在する可能性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星の存在は確認されなかった。[ 30 ] CHEOPSによる観測では、AUミクロスコピイcの強いTTVも検出されたが、これは惑星dが12.6日周期で公転していることで説明できる。この研究によると、惑星dの質量は地球の質量の約20%（火星の質量2倍）に過ぎないことが判明している。[ 31 ]

AUミクロスコピイ惑星系[ 27 ] [ 32 ] [ 6 ] [ 3 ] [ 31 ] [ 33 ]
コンパニオン（星順）質量半径（AU）軌道周期（日）偏心傾斜半径
b6.3+2.5 −1.8 M 🜨0.0645 ± 0.00138.463 0351 ± 0.000 00030.000 21 ± 0.000 0689.9904+0.0036 −0.0019°4.07 ± 0.17 相対湿度🜨
d （未確認）490万未満🜨— 12.738 12 ± 0.001 280.000 97 ± 0.000 4288.10 ± 0.43 °—
c11.6+3.3 −2.7 M 🜨0.1101 ± 0.002018.859 01 ± 0.000 090.010 56 ± 0.000 8989.589+0.058 −0.068°3.24 ± 0.16 相対湿度🜨
e （未確認）35.2+6.7 −5.4M 🜨0.17 33.11 ± 0.06— — —
デブリディスク<50–>150 AU— —

デブリディスク

ハッブル宇宙望遠鏡によるAU Microscopiiの周囲のデブリ円盤の画像。
この短いタイムラプスシーケンスは、デブリディスクの「高速移動特徴」の画像を示しています。
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、近くの赤色矮星を取り囲む塵の円盤の内部構造を画像化しました（Au Mic）。[ 34 ]

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りました。[ 35 ] [ 36 ]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 ケア山の2.2 メートル望遠鏡を使用して初めて可視光線の波長で分解した星周ダスト ディスクによるものです。[ 5 ] この大きなデブリ ディスクは地球にほぼ 90 度で正面を向いており、[ 37 ]半径は少なくとも 200 AUあります。星からこの大きな距離にあるため、ディスク内のダストの寿命は AU Microscopii の年齢を超えています。[ 5 ] ディスクのガスとダストの質量比は 6:1 以下であり、通常想定される原始値の 100:1 よりもはるかに低いです。[ 38 ] そのため、デブリ円盤は「ガス貧弱」と呼ばれています。これは、星周システム内の原始ガスがほとんど枯渇しているためです。[ 39 ] 円盤内で見える塵の総量は少なくとも月の質量と推定されており、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倍あると推定されています。[ 40 ]

ミクロスコピイAUのデブリディスクのサブミリ波でのスペクトルエネルギー分布は、ディスク内に17 AUまで広がる内孔があることを示しており、[ 41 ]散乱光画像では内孔の半径は12 AUと推定されている。[ 42 ] 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 ]ディスクの内部は非対称で、内側の40 AUに構造が見られる。[ 43 ] 内部構造は、ディスクがより大きな天体の影響を受けているか、最近惑星形成を経た場合に見られると予想される構造と比較されている。[ 43 ]近赤外線でのディスクの表面輝度（面積あたりの輝度）は、恒星からの投影距離の関数として、特徴的な形状を描いている。ディスク内部の密度はほぼ一定で、輝度は変化せず、多かれ少なかれ平坦である。[ 42 ] 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。[ 42 ] この「破れたべき乗則」の形状はβピクシスのディスクの輪郭の形状に似ている。 私{\displaystyle \scriptstyle I}r{\displaystyle \scriptstyle r}r<15ああなた{\displaystyle \scriptstyle r\,<\,15AU}r≈15ああなた{\displaystyle \scriptstyle r\,\approx \,15AU}私∝r−1.8{\displaystyle \scriptstyle I\,\propto \,r^{-1.8}}r≈43ああなた{\displaystyle \scriptstyle r\,\approx \,43AU}私∝r−4.7{\displaystyle \scriptstyle I\,\propto \,r^{-4.7}}

2015年10月、天文学者たちが超大型望遠鏡（VLT）を使って、円盤の中に非常に珍しい外側に向かって移動する特徴を発見したことが報じられた。VLTの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った。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の速度で動いている。[ 44 ]超大型望遠鏡のSPHERE装置による追跡観測で、高速移動する特徴の存在を確認することができ、[ 45 ]ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の観測では、2つのNIRCamフィルターで円盤内に同様の特徴が見つかったが、[ 30 ]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ない。[ 46 ] [ 47 ]これらの高速で移動する特徴は「ダストアバランシェ」と呼ばれ、円盤内でダスト粒子が破滅的に微惑星に衝突する現象です。[ 48 ] [ 47 ]

観察方法

ハッブル宇宙望遠鏡による恒星円盤を移動する物質の塊の観測。[ 49 ]

AUミックの円盤は様々な波長で観測されており、人間は系に関する様々な情報を得ている。可視光線で観測される円盤からの光は、塵粒子に反射（散乱）されて地球の視線方向に入った恒星の光である。これらの波長での観測では、コロナグラフを用いて恒星から直接来る明るい光を遮る。このような観測により、円盤の高解像度画像が得られる。塵粒子の大きさよりも長い波長の光は散乱が小さいため、異なる波長（例えば可視光線と近赤外線）での画像を比較することで、円盤内の塵粒子の大きさに関する情報を得ることができる。[ 50 ]

REASONS調査によるディスクのミリメートル観測[ 51 ]

ハッブル宇宙望遠鏡とケック宇宙望遠鏡による光学観測が行われてきました。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波長での観測も行われています。この光は、塵粒子の内部熱（修正黒体放射）によって直接放射されます。これらの波長では円盤を分解できないため、このような観測はシステム全体から来る光の量を測定することになります。波長を長くするほど、より大きなサイズの塵粒子や恒星からより遠くにある塵粒子に関する情報が得られます。

  • AUミクロスコピイの想像図 クレジット: NASA/ESA/G. Bacon (STScI)
    AUミクロスコピイの想像図 クレジット: NASA/ESA/G. Bacon (STScI)
  • AU Microscopii と質量を失っている惑星 AU Mic b の想像図。
    AU Microscopii と質量を失っている惑星 AU Mic b の想像図。

参照

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