En 1926, l'astronome néerlando-américain Willem Jacob Luyten a constaté que les raies du spectre de l'étoile subissaient des variations. Une plaque photographique prise le montrait des raies lumineuses d'hydrogène qui étaient devenues beaucoup plus faibles sur une plaque prise le . Une autre photographie prise le ne montrait aucune raie de ce type. La variation nette de la luminosité de l'étoile était faible avec une amplitude de magnitude ne dépassant pas 0,5. Luyten a noté que l'étoile avait un grand mouvement propre, changeant sa position de 0,43 seconde d'arc entre 1899 et 1923[10].
En 1927, l'objet s'est avéré être une paire d'étoiles avec une séparation angulaire de 2,95 secondes d'arc. Les deux étoiles se sont avérées être de type « naine Me », ce qui indique qu'il s'agit de naines rouges avec des raies d'émission dans leur spectre. C'est la première découverte d'une paire d'étoiles naines Me identiques. Les premières mesures de parallaxe ont montré un décalage annuel d'environ 0,1 seconde d'arc, tandis que leur vitesse radiale a été mesurée s'éloignant de +5 km/s du Soleil. Une étoile proche, HD 197981, plus tard nommée AU Microscopii, présente une vitesse radiale similaire de +10 km/s. Pour cette raison, il a été suggéré que les trois étoiles sont physiquement associées[11].
À la suite de la découverte en 1949 que certains types d'étoiles variables se caractérisent par des changements rapides mais brefs de luminosité, accompagnés par des raies d'émission dans leur spectre, les deux étoiles ont été répertoriées comme des étoiles éruptives potentielles en 1954 par le physicien solaire tchèque Zdeněk Švestka.
Avec l'introduction des instruments photométriques en astronomie, la variabilité des étoiles peut désormais être surveillée sur des intervalles de temps. Les mesures de HD 196982 en 1969 ont montré qu'il s'agissait des étoiles éruptives les plus actives connues à l'époque : sur une période de 16,31 heures, 54 éruptions ont été observées. Les éruptions ont augmenté la magnitude combinée du couple de plus de 0,05 pendant plus de la moitié de cette période d'observation[12]. En 1972, le couple a reçu la désignation d'étoile variable AT Microscopii[13].
Propriétés
Les mesures de position du couple AT Microscopii effectuées avec la sonde spatiale Hipparcos montrent un décalage annuel de parallaxe de 0,0935 seconde d'arc, ce qui équivaut à une distance d'environ ∼ 35 a.l. (∼ 10,7 pc) du Soleil[2]. Il s'agit d'un système d'étoiles binaire avec une séparation angulaire de 4,0 secondes d'arc[14]. Les deux étoiles font partie de la pré-séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, les naines rouges figurent parmi les plus jeunes de ce type dans le voisinage du Soleil[14]. Par rapport au Soleil, le composant A représente environ 27 % de sa masse et 3,6 % de sa luminosité, tandis que le composant B représente 25 % de sa masse et 3,3 % de sa luminosité[3].
Les deux membres du système ont une couronne active, présentant des variations de luminosité du même type que BY Draconis et sont des émetteurs de rayons X[7]. Le taux moyen d'éruptions pour la paire est de 2,8 par heure[14],[15]. Leur spectre de rayons X correspond à une densité de plasma d'environ 3 × 1010 cm−3 et à une intensité de champ magnétique d'au moins 100 G dans les régions d'éruption[16]. Aucune des deux étoiles ne montre la présence de lithium dans leur spectre, ayant déjà épuisé cet élément par la fusion nucléaire dans leurs noyaux[3].
Ce système binaire est situé à proximité de la jeune étoile AU Microscopii, avec une séparation projetée de 46 400 ± 500 unités astronomiques. Cela indique que les trois peuvent former un vaste système triple hiérarchique, avec la paire AT Microscopii en orbite autour de AU Microscopii sur une période de 10 millions d'années[7]. Les trois étoiles sont des membres candidats du groupe mouvant de Beta Pictoris, l'une des associations d'étoiles les plus proches, qui partagent un mouvement commun à travers l'espace. Ce groupe est situé à une distance moyenne d'environ ∼ 100 a.l. (∼ 30,7 pc), mais ses membres sont dispersés dans un volume d'environ ∼ 100 a.l. (∼ 30,7 pc). Les estimations pour l'âge de ce groupe se situent entre 10 et 21 millions d'années[3].
Notes et références
↑(en) A. D. Andrews, « Investigation of micro-flaring and secular and quasi-periodic variations in dMe flare stars. III. Micro-variability of AT Mic following a stellar flare », Astronomy & Astrophysics, vol. 227, , p. 456-464 (lire en ligne, consulté le )
↑ abcde et fJ. A. Caballero, « Reaching the boundary between stellar kinematic groups and very wide binaries: The Washington double stars with the widest angular separations », Astronomy & Astrophysics, vol. 507, no 1, , p. 251–259 (ISSN0004-6361 et 1432-0746, DOI10.1051/0004-6361/200912596, lire en ligne, consulté le )
↑(en) « AT Microscopii », sur The Internet Stellar Database (consulté le )
↑(en) W.J Luyten, « Proper Motion Star with Variable Bright Lines », Harvard College Observatory Bulletin« 835 », , p. 2-3
↑(en) W. S. Humason, M. L. Admas et A. H. Joy, « Observations of Faint Spectra », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 39, , p. 365 (ISSN0004-6280 et 1538-3873, DOI10.1086/123777, lire en ligne, consulté le )
↑(en) Kunkel, W.E, « Flare Activity of -32 16135, YZ CMi and LPM 63 », Information Bulletin on Variable Stars« 442 », , p. 1-11
↑(en) Kukarkin, B.V, Kholopov, P. N, Kukarkina, N. P et Perova, N. B, « 58th Name-List of Variable Stars », Information Bulletin on Variable Stars« 717 », , p. 12
↑ ab et c(en) William E. Kunkel, « Activity in Flare Stars in the Solar Neighborhood », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 25, , p. 1 (ISSN0067-0049 et 1538-4365, DOI10.1086/190263, lire en ligne, consulté le )
↑D. García-Alvarez, D. Jevremović, J. G. Doyle et C. J. Butler, « Observations and modelling of a large optical flare on AT Microscopii », Astronomy & Astrophysics, vol. 383, no 2, , p. 548–557 (ISSN0004-6361 et 1432-0746, DOI10.1051/0004-6361:20011743, lire en ligne, consulté le )
↑(en) A. V. Stepanov, Yu. T. Tsap et Yu. G. Kopylova, « Soft X-ray oscillations from AT Mic: Flare plasma diagnostics », Astronomy Letters, vol. 32, no 8, , p. 569–573 (ISSN1063-7737 et 1562-6873, DOI10.1134/S1063773706080081, lire en ligne, consulté le )
