# AU Microscopii

AU Microscopii (AU Mic) é uma pequena estrela localizada a 32,3 anos-luz (9,9 parsecs) de distância da Terra – cerca de oito vezes mais longe que a estrela mais próxima que não o Sol. A magnitude visual aparente de AU Microscopii é de 8,73, ou seja, ela é muito tênue para ser vista a olho nu. Ela ganhou esta designação porque está na constelação meridional Microscopium e porque é uma estrela variável. Como β Pictoris, AU Microscopii possui um disco circunstelar de poeira, conhecido como disco de detritos.

## Propriedades estelares

AU Mic é uma estrela jovem de apenas 12 milhões de anos, menos de 1% da idade do Sol. Com uma classificação estelar M1Ve, é uma estrela anã vermelha com 60% do raio do Sol. Apesar de possuir mais da metade da massa do Sol, sua radiação corresponde a apenas 9% da daquele. Esta energia é emitida pela atmosfera exterior a uma temperatura efetiva de 3 730 K, que lhe confere o brilho com tom laranja-vermelho de uma estrela tipo M. AU Microscopii é um membro do grupo movente β Pictoris e pode estar gravitacionalmente ligada ao sistema de estrelas binárias AT Microscopii.
AU Microscopii foi observada em todo o espectro eletromagnético, do rádio aos raios X, e é conhecida por passar por atividade eruptiva em todos esses comprimentos de onda. O seu comportamento eruptivo foi observado pela primeira vez em 1973. Sublinhando esses surtos randômicos, há uma variação quase senoidal no seu brilho, com período de 4,865 dias. A amplitude desta variação se modifica lentamente com o tempo. A variação de brilho na banda V foi de aproximadamente 0,3 magnitude em 1971; até 1980, foi de somente 0,1 magnitude.

## Disco circunstelar

AU Microscopii possui um disco de poeira próprio, observado pela primeira vez em comprimentos de onda ópticos em 2003 por Paul Kalas e colaboradores, utilizando o telescópio de 2,2 m da Universidade do Havaí, em Mauna Kea, Havaí. Este grande disco circunstelar tem a sua borda voltada para a Terra e seu raio mede pelo menos 200 UA. Dada a grande distância para a sua estrela, a idade da poeira do disco excede a da estrela. O disco possui uma razão entre as massas de gás e de poeira de não mais do que 6:1, muito menor do que o valor primordial normalmente assumido de 100:1. O disco circunstelar é, portanto, referido como “pobre em gás”. Estima-se que a quantidade total da poeira visível seja de pelo menos uma massa lunar, enquanto os maiores planetesimais a partir dos quais a poeira foi produzida têm pelo menos seis massas lunares.
A distribuição espectral de energia do disco circunstelar de AU Microscopii em comprimentos de onda submilimétricos indica a presença de um buraco interior no disco que se estende até 17 UA, enquanto imagens de luz espalhada levam a estimar o raio do buraco interior em 12 UA. A combinação da distribuição espectral de energia com o perfil de brilho superficial permite uma estimativa menor do raio do buraco interior, de 1 a 10 UA.
A parte interior do disco é assimétrica e mostra estrutura nas 40 UA interiores. A estrutura interior foi comparada com a que se espera encontrar quando o disco é influenciado por corpos maiores ou passou recentemente pela formação de planeta.
A presença do buraco interior e a estrutura assimétrica levaram vários astrônomos a procurar planetas orbitando AU Microscopii, mas até 2007 as pesquisas não levaram à detecção de planetas.
O brilho superficial (brilho por unidade de área) do disco na proximidade do infravermelho $\scriptstyle I$ como uma função da distância projetada $\scriptstyle r$ da estrela segue uma forma característica. O interior $\scriptstyle r\,<\,15AU$ do disco parece aproximadamente constante em densidade e o brilho não se altera, ficando mais ou menos nivelado. Em torno de $\scriptstyle r\,\approx \,15AU$, a densidade e o brilho superficial começam a decrescer: inicialmente, decrescem vagarosamente em proporção à distância, da forma $\scriptstyle I\,\propto \,r^{-1.8}$; então, externamente a $\scriptstyle r\,\approx \,43AU$, densidade e brilho caem muito mais bruscamente, da forma $\scriptstyle I\,\propto \,r^{-4.7}$. Esta forma de “lei de potência quebrada” é similar à forma do perfil do disco de β Pic.
Em outubro de 2015 foi reportado que astrônomos usando o Very Large Telescope (VLT) tinham detectado estruturas muito pouco usuais no disco movimentando-se para fora. Comparando as imagens do VLT com as tiradas pelo Hubble em 2010 e 2011, verificou-se que as estruturas semelhantes a ondas estão se afastando da estrela a velocidades de até 10 km/s. As ondas mais distantes da estrela parecem estar se movendo mais rapidamente do que as próximas, e pelo menos três das estruturas estão se movendo com velocidade suficiente para escapar da atração gravitacional da estrela.

## Métodos de observação

O disco de AU Mic foi observado em diversos comprimentos de onda, fornecendo diferentes tipos de informação sobre o sistema. A luz do disco observada em comprimentos de onda ópticos é a luz estelar que se refletiu (espalhou) nas partículas de poeira em direção à Terra. Observações nesses comprimentos de onda utilizam uma mancha em um coronógrafo para bloquear a luz brilhante proveniente diretamente da estrela. Essas observações fornecem imagens de alta resolução do disco. Como a luz com comprimento de onda maior do que o tamanho de um grão de poeira se espalha mal, a comparação de imagens em diferentes comprimentos de onda (visível e próxima ao infravermelho, por exemplo) fornece informação sobre os tamanhos dos grãos de poeira no disco.
Observações ópticas foram feitas com o Hubble e com os telescópios Keck. O sistema também foi observado no infravermelho e em comprimentos de onda submilimétricos. Esta luz é emitida diretamente pelos grãos de poeira, como resultado do seu calor interno (radiação de corpo negro modificado). Não há resolução para o disco nesses comprimentos de onda, portanto essas observações são medições da quantidade de luz que chega de todo o sistema. Observações em comprimentos de onda cada vez maiores fornecem informação sobre partículas de poeira de tamanhos maiores e a distâncias maiores da estrela. Essas observações foram feitas com o telescópio James Clerk Maxwell e com o telescópio espacial Spitzer.