Mi csendesen halmozódik fel az éjszaka, és észlelhető? Próbáljon meg egy FUor-t… Ezek a nagy pontosságú, nagy fényerősségű fázisok a főszekvencia előtti csillagok csak néhány évtizedig tarthatnak, de nagyon nagy eltérést mutatnak a nagyság és a spektrum típusa nagyon rövid idő alatt. Noha a FU Orionis lehet a prototípus, amelyről ismered, még sok minden megtanulható és még több megfigyelhető! Lépjen ki velem sötétben és nézzük meg ...
Amit eddig tudunk az FU Orionis típusú csillagokról, az az, hogy hirtelen tömegárammal lépnek fel az akkumulációs tárcsáról egy fiatal, alacsony tömegű T Tauri típusú csillagra. Ez önmagában nagyon izgalmas, mivel a T Tauri csillagok csaknem felén körkörös vagy protoplanetáris lemez található. Ezek nagyon jól lehetnek a saját Naprendszerünkhöz hasonló bolygórendszerek előfutárai! Honnan tudjuk, hogy van egy lemez? Próbálja ki a variabilitást. „A változó körkörös kipusztulást felelõsnek tekintik a csillagok kontinuumfluxusában megfigyelt szembetűnõ változásokért és a sugárzási tulajdonságok kontraszthatással járó változásáért. A nagy pormagvakat tartalmazó és a csillagot az AU néhány tizedén belül keringő csomós struktúrák epizódosan elrejtik a csillagot és végül a belső körkörös zóna egy részét, míg a hidrogénvezetékek nagy része a kiszórási zónát és a külső kis sűrűségű szélrégiót nyomon követi az [OI] szerint változatlan marad. ” mondja E. Schisano (et al.): "Ezzel a forgatókönyvvel összhangban a kimutatott sugársebesség-változások a csillagot áthaladó és részben eltakaró csomós anyagokkal is magyarázhatók."
Míg a FUor akkumulációs aránya évente 4-10 napenergia-tömeg lehet, és kitörése akár egy évig vagy annál is hosszabb lehet, a csillagászok teljes élettartama csak néhány évtizedig tart. Maga a proto-csillag szintén korlátozható, hogy évente átlagosan egy-két kitörést végezzen. „A FUors fényereje egy-egy éven belül több nagyságrenddel növekszik. Ennek a fényerő-növekedésnek a jelenleg kedvelt magyarázata az, hogy a lemez anyaga drámaian növekszik egy fiatal csillag körül. Az akkreditáció növekedéséhez vezető mechanizmus vita tárgya. ” S. Pfalzner mondja: „Az indukált akkumulációs arányok, az általános időbeli akkrementációs profil, a bomlási idő és esetlegesen a binaritás mértéke, amelyet egy találkozás által indukált akrécióhoz kapunk, nagyon jól megegyeznek a FUors megfigyeléseivel. Számos FUorsz-ban megfigyelt egyéves növekedési időt azonban nehéz elérni a szimulációinkban, kivéve, ha az anyagot valahol a csillag közelében tárolják, majd egy bizonyos tömegkorlát túllépése után engedik fel. A találkozók által okozott FUors-jelenség elleni legsúlyosabb érv az, hogy a legtöbb FUor-t alacsony csillag-sűrűségű környezetben találják. ”
Meglepő módon, még ha figyelembe vesszük is egy rövid időszakot, amelyben FUor létezik, senki sem látott egy kivonást. Egy keresztkorrelációs elemzés azt mutatja, hogy a FUor és a FUor-szerű spektrumok nem állnak összhangban a késői típusú törpékkel, óriásokkal és a beágyazott protosztárokkal. A keresztkorrelációk azt is mutatják, hogy a megfigyelt FUor-szerű HH-energiaforrások spektruma lényegében hasonló a FUors-spektrumához. " mondja Thomas P. Greene (et al.): „Mindkét objektumcsoportnak hasonló közeli infravörös színei vannak. A FUor-szerű csillagok nagy vonalszélessége és kettős csúcspontja jellege megegyezik a FUors-okhoz kialakított akkreditációs korong-modellekkel, valamint a közeli infravörös színükkel. Úgy tűnik, hogy a FUor-szerű jellegzetességekkel rendelkező fiatal csillagok gyakoribbak lehetnek, mint a viszonylag kevés ismert klasszikus FUor-ból vetítették ki. ”
Mennyire általánosak és megfigyelhetők ezek a szokatlan karakterek? Sokkal több, mint gondolnád. Bo Reipurth (et al.) Szerint; „Az eredeti FUor osztályt kis számú (5-6) meghatározta a főszekvencia-csillagok közül, amelyekről azt figyelték meg, hogy 3-6 nagyságrenddel világítanak az 1-10 éves idő skálán. Az osztályt azóta összehasonlítható számú csillag bővítette, amelyek spektruma vagy SED-je hasonló a klasszikus FUors-hoz, de nem észlelték, hogy fotometrikusan viselkednek ilyen módon. Valószínű, hogy a FUor jelenség megismétlődik, de egyáltalán nem világos, hogy ez a közönséges T-Tauri csillagok közös tulajdonsága, vagy csak köztük egy speciális kisebbségre korlátozódik. Fontos, hogy több példát keressenek, és azonnal megtaláljanak, és a szisztematikus kutatás eredményeként, nem véletlenül, mint a múltban volt. A cél az, hogy rendszeresen havonta megvizsgálja az összes körülbelül 2 kPc-n belüli molekuláris felhőket, amelyek a galaktikus sík mentén és a Gould övében fekszenek, halvány (vagy korábban láthatatlan) csillagok számára, amelyek legalább nagyságrenddel megvilágultak. Fontos, hogy az ilyen észleléseket a lehető leghamarabb spektroszkópikusan kövessék, hogy eltávolítsák az interloppeket: fáklyáscsillagok, kataklizmikus változók, Miras és EXors (az utóbbi szintén fő előtti szekvencia, de amelyek a FUorszokkal ellentétben hamarosan visszatérnek eredeti fényerőhöz) szint, általában legfeljebb egy év alatt). Mindezek a tárgyak még mérsékelt spektroszkópikus felbontás mellett is könnyen megkülönböztethetők egymástól. Egy ilyen folyamatban lévő felmérés a FUors fejlődésének nyomon követését is szolgálná. ”
Tegyük fel a FUor táncot!
A Nemzetközi Csillagászati Egyesület által 2009. november 21-én kiadott CBET 2033 szerint: „A lehetséges FU-Ori-típusú kitörés felfedezése (lásd Hartmann és Kenyon, ARAA 34, 207, 1996) az R.A. = 6h09m19s.32, Decl. = -6o41’55 ”.4 (napéjegyenlőség 2000.0), és egybeesik az IRAS 06068-0641 infravörös forrással. A CRTS által november 10-én fedezte fel, és legalább 2005 elejétől (amikor a szűrés nélküli CCD képeken 14,8 volt 14,8 volt) folyamatosan világosabbá vált a jelenlegi 12,6-as nagyságra, és esetleg tovább világíthat. A közelmúltbeli képeken egy halk üstökös köd látható keletre. A Cerro Tololo-ban, november 17-én, a 1,5 m-es SMARTS teleszkóppal vett spektrum (350-900 nm tartományban) H-alfát mutat az emisszióban, az összes többi Balmer vonalat és a He I-t (501,5 nm-en) az abszorpcióban, és egy nagyon erős Ca II infravörös hármas emisszióban, megerősítve, hogy fiatal csillag objektum. Az objektum egy sötét ködben fekszik, a Mon R2 asszociációtól délre, és valószínűleg hozzá kapcsolódik. Ezen felül, ezen a sötét ködön belül, egy második tárgy az R.A. = 6h09m13s.70, Decl. = -6o43’55 ”.6, amely egybeesik az IRAS 06068-0643-mal, az elmúlt években változik a mag 15 és 20 között, emlékeztetve az UX-Ori típusú objektumokat, amelyek nagyon mély elhalványulást mutatnak. Ez a második tárgy szintén támogatja az északi irányban változó üstökös ködöt. A tárgy spektruma a H-alfát és az erős Ca II infravörös hármast is mutatja emissziójában. ”
Látható? Igen. Tudod. És itt vannak a széles körű eredmények, amelyeket Joe Brimacombe vett fel ...
„A Mon R2 molekuláris felhőben a folyamatban lévő csillagképződés kisebb helyén a GGD 16-val és 17-vel kapcsolatos tárgyak találhatók. A GGD-től 17-re délre a T Tauri csillag, a Bretz 4 valószínűleg a GGD-objektumhoz kapcsolódik. Ezt a csillagot spektroszkópikusan vizsgálták és K4 spektrumtípusként osztályozták az 5. osztályú emisszióspektrummal. ” Carpenter és Hodapp szerint: „Az IRS 2 infravörös forrás helyzetben egybeesik a Bretz 4-gyel, míg a mélyebben beágyazott IRS 1-nek nincs optikai megfelelője, és a GGD objektumok között fekszik. Egy részletes optikai vizsgálat kimutatta, hogy a GGD 17 egy a Bretz 4 csillagotól északra nyúló, HH 271-ből és esetleg HH 273-ból álló ívelt sugárhajtómű része. A csillaghoz közeli porlasztás a kiáramló üreg falából származó szétszórt fény tipikus morfológiáját mutatja. . A beágyazott infravörös tárgyak és az optikai reflexiós nebulositás az általános GGD 16-17 régióban 850 um-kibocsátással járnak. "
Ragadj meg egy FUort ... Lehet, hogy ez a legszokatlanabb dolog, amit valaha csináltál!
Nagy köszönet Joe Brimacombe-nak a fantasztikus képekért és a „FUor” kíváncsi felébresztéséért!
