b'\n_START_ARTICLE_\nAU Microscopii\n_START_SECTION_\nCaracter\xc3\xadsticas f\xc3\xadsicas\n_START_PARAGRAPH_\nAU Microscopii es una enana roja de tipo espectral M1Ve\xe2\x80\x8b con una temperatura efectiva de 3730\xc2\xa0K.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Es una estrella joven de solo 12 millones de a\xc3\xb1os de edad, menos del 1\xc2\xa0% de la  del Sol.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Tiene solo la mitad de la masa del Sol\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b y una d\xc3\xa9cima parte de su luminosidad. Es miembro de la Asociaci\xc3\xb3n estelar de \xce\xb2 Pictoris\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b y, al igual que \xce\xb2 Pictoris, se halla rodeada por un disco de polvo circunestelar._NEWLINE_Probablemente forma un sistema triple con la estrella binaria AT\xc2\xa0Microscopii, situada a solo 1,18 a\xc3\xb1os luz.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_AU Microscopii presenta una variaci\xc3\xb3n de brillo casi sinusoidal con un per\xc3\xadodo de 4,865 d\xc3\xadas. No obstante, la amplitud de esta variaci\xc3\xb3n cambia lentamente con el tiempo; la variaci\xc3\xb3n en banda V era de 0,3 magnitudes en 1971, disminuyendo a 0,1 magnitudes para 1980.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Por otra parte, las observaciones de AU\xc2\xa0Microscopii en todo el espectro electromagn\xc3\xa9tico han puesto de manifiesto que es una estrella fulgurante en todas las longitudes de onda comprendidas entre ondas de radio y rayos X.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Las fulguraciones de AU\xc2\xa0Microscopii fueron identificadas por vez primera en 1973.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nDisco circunestelar de polvo\n_START_PARAGRAPH_\nAU Microscopii posee un disco circunestelar de polvo, orientado de perfil respecto al observador terrestre,\xe2\x80\x8b cuyo radio es de al menos 200 UA._NEWLINE_La relaci\xc3\xb3n entre las masas del gas y del polvo en el disco no es superior a 6:1, muy por debajo del valor primordial asumido de 100:1,\xe2\x80\x8b por lo que el disco es calificado como "pobre en gas"._NEWLINE_Se estima que la masa del polvo visible en el disco es al menos equivalente a la masa de la Luna, mientras que los planetesimales m\xc3\xa1s grandes que han producido el polvo deben terner una masa al menos seis veces mayor.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La distribuci\xc3\xb3n de energ\xc3\xada espectral del disco en longitudes de onda submilim\xc3\xa9tricas indica la presencia de un agujero en el interior del disco que se extiende hasta 17 UA,\xe2\x80\x8b mientras que las im\xc3\xa1genes de luz dispersada estiman que el radio de dicho agujero es de 12 UA.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Por su parte, al combinar la distribuci\xc3\xb3n de energ\xc3\xada espectral con el perfil de brillo superficial se obtiene un valor inferior para el radio del agujero interior, entre 1 y 10 UA.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La parte interior del disco es asim\xc3\xa9trica y muestra una estructura en las 40 UA m\xc3\xa1s interiores. Esta estructura interna ha sido comparada con la que podr\xc3\xada esperarse si el disco se viese influenciado por cuerpos de mayor tama\xc3\xb1o o si hubiese tenido lugar formaci\xc3\xb3n planetaria reciente.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La presencia del agujero interior, as\xc3\xad como su estructura asim\xc3\xa9trica, ha propiciado la b\xc3\xbasqueda de planetas extrasolares en \xc3\xb3rbita alrededor de AU Microscopii, sin que hasta la fecha exista evidencia de su existencia.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Sin embargo, estudios basados en observaciones del telescopio espacial Hubble sostienen que el disco probablemente contiene embriones planetarios del tama\xc3\xb1o de Plut\xc3\xb3n en crecimiento para formar cuerpos m\xc3\xa1s grandes.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El brillo superficial del disco como funci\xc3\xb3n de la distancia proyectada b respecto a la estrella, muestra una forma caracter\xc3\xadstica. As\xc3\xad, las 15 UA interiores del disco parecen tener una densidad aproximadamente constante.\xe2\x80\x8b A partir de b \xe2\x89\x88 15 UA, la densidad comienza a disminuir; al principio dicha disminuci\xc3\xb3n es lenta, de acuerdo a b -\xce\xb1 \xe2\x80\x94donde \xce\xb1 \xe2\x89\x88 1,8\xe2\x80\x94 pero, a partir de b \xe2\x89\x88 43 UA, el brillo cae m\xc3\xa1s abruptamente seg\xc3\xban b -\xce\xb1, siendo \xce\xb1 \xe2\x89\x88 4,8.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El disco de polvo en torno a AU Microscopii ha sido estudiado en diversas longitudes de onda, permitiendo obtener distinta informaci\xc3\xb3n sobre el mismo. En longitudes de onda visibles, la luz observada es la luz estelar dispersada por las part\xc3\xadculas de polvo en nuestra l\xc3\xadnea de visi\xc3\xb3n. Las observaciones en estas longitudes de onda utilizan un punto coronogr\xc3\xa1fico para bloquear la luz que proviene directamente de la estrella, proporcionando im\xc3\xa1genes del disco en alta resoluci\xc3\xb3n._NEWLINE_Dado que la dispersi\xc3\xb3n es deficiente para la luz de longitud de onda m\xc3\xa1s larga que el tama\xc3\xb1o de los grano de polvo, la comparaci\xc3\xb3n entre im\xc3\xa1genes a diferentes longitudes de onda \xe2\x80\x94espectro visible e infrarrojo cercano, por ejemplo\xe2\x80\x94 da informaci\xc3\xb3n sobre el tama\xc3\xb1o de los granos de polvo que forman el disco.\xe2\x80\x8b'