顯微鏡座AU

恒星的性质

显微镜座AU是一颗小的M型恒星，实际半径只有太阳的60%，质量大约是太阳的50%
显微镜座AU表面的有效温度是3730K。

变异性

显微镜座AU的光度以近似正弦的形式以4.865天的周期变化著，光度变化的振幅相对于时间非常缓慢在疔潇。苽擭V频道的光度变化在1971年只有0.3等，在1980年竟然祇有0.1等。
显微镜座AU已经被电磁波频谱中从X射线至无线电所有的波段观测过，并被确认是一颗在所有波段都有活动的[闪]焰星 ，并在1973首度观测到闪光的现象。

岩屑盘

在2003年，保罗·卡拉斯和他的研究伙伴首度使用夏威夷毛纳基山天文台2.2米口径的望远镜，在可见光的波段解析出显微镜座AU有尘埃的星周盘这些大的岩屑盘以侧面朝向着地球疔潇。苽擭，测量到其半径至少有200天文单位距离恒星有如此大的距离疔潇。苽擭，盘中尘埃的寿命足以超过显微镜AU现在的年龄盘中气体和尘埃粒子的质量比率大约是疔潇。苽擭6：1，远低于通常假设的100：1的初始值，因此被归类为"缺乏气体"的岩屑盘估计在可见的盘中气体总量大约相当于月球的质量疔潇。苽擭，而当尘埃产生成更大的星子时，估计质量至少是月球的6倍。
显微镜座AU的光谱能量分布在次微米波长上显示岩屑盘内有一个扩展到17天文单位的洞孔，而散射光的影像估计洞孔的半径是12天文单位结合光谱能量分布和表面的亮度疔潇。苽擭，估计洞孔的半径更小，只有1-10天文单位。
在40天文单位之内，盘的内部结构显示出是非对称的，内部的结构已经与受到较大天体影响或最近有行星形成的比较，期望能看见更大的身影。
出现在内部的洞孔和不对称引导了很多的天文学家在此搜寻行星循着显微镜疔潇。苽擭AU的轨道，迄2007年尚无任何可以导致行星的发现。
盘面上的表面亮度(单位面积的亮度)是从恒星的投影距离和形状特性的函数在盘面内侧疔潇。苽擭15天文单位距离内的密度似乎是一个定值，大约密度开始降低；开始减缓的较慢，大约是 此处；再往外，光度下降得更陡峭，大约是，此处这种疔潇。苽擭"破裂幂律"形状与绘架座β的盘面轮廓非常相似。

观测的方法

显微镜座AU的盘面已经被各种不同波段的波长观测过，给了我们这个系统不同型态的资讯在疔潇。苽擭光学波长下观测到的光线是恒星的光，它们被尘埃粒子反射(散射)进入我们的视线内观察这些波长时疔潇。苽擭，利用日冕仪遮版阻挡直接来自恒星的光，这样可以提供高分辨率的盘面影像因为波长比尘埃粒子直径大的光波不易被散射疔潇。苽擭，在不同的波长上比较(例如，可见光和红外线)就可以得知盘面上尘埃粒子尺寸大小的讯息。
哈伯太空望远镜和凯克望远镜都曾用来进行光学的观测，也曾经使用红外线和次微米波观测过这个系统由尘埃粒子直接发射出的光线呈现出内热的结果疔潇。苽擭(修正黑体辐射)，但在这种波长下无法解析出盘面，所以这样的观测只能测量来自系统整体的光观测的波长越长疔潇。苽擭，就能提供越大尘埃粒子的讯息，也观察到距离恒星越远的范围，这样的观测已经由詹姆士·克拉克·玛克斯威尔望远镜和史匹哲太空望远镜完成。