Vad ansluter sig tyst på natten och kan vara en spräng att observera? Försök med ett FUor ... Dessa höga ackretionsstjärnor med hög ljusstyrka före huvudsekvensstjärnor kanske bara varar några decennier - men visar en extrem förändring i storlek och spektraltyp på mycket kort tid. Medan FU Orionis kan vara den prototyp du känner till, finns det mycket mer att lära sig och ännu mer att observera! Gå utanför i mörkret med mig och låt oss ta en titt ...
Vad vi hittills vet om stjärnor i FU-typen av Orionis är att de blossar med abrupt massöverföring från en ackretionsskiva till en ung stjärna av T Tauri av låg massa. I sig själv är detta mycket spännande eftersom nästan hälften av T Tauri-stjärnorna har cirkumstellar-skivor eller protoplanetära skivor. Dessa kan mycket väl vara föregångarna till planetariska system som liknar vårt eget solsystem! Hur vet vi att det finns en skiva där? Prova variabilitet. ”Variabel omvärldsutrotning påpekas som ansvarig för de iögonfallande variationerna som observerats i det stellar kontinuumflödet och för samtidiga förändringar i utsläppsfunktionerna genom kontrasteffekt. Klumpiga strukturer, som innehåller stora dammkorn och kretsar runt stjärnan inom några tiondelar av AU, döljer episodiskt stjärnan och så småningom en del av den inre cirkumstellarzonen, medan huvuddelen av vätlinjerna som avger zon och yttre vind med låg densitet spåras av [OI] förblir opåverkade. ” säger E. Schisano (et al), "Sammanhängande med detta scenario kan de upptäckta radiella hastighetsförändringarna också förklaras när det gäller klumpiga material som passerar och delvis döljer stjärnan."
Även om ackretionsgraden för ett FUor kan variera från 4 till 10 solmassor årligen och dess utbrott varar upp till ett år eller längre, tror astronomer att hela deras livstid bara varar några decennier. Proto-stjärnan i sig kan också begränsas till att genomgå ett genomsnitt av ett till två utbrott varje år. “Ljusstyrkan hos FUOR ökar med flera magneter inom ett till flera år. Den för närvarande gynnade förklaringen till detta ljusstyrka är den dramatiska ökningen av skivmaterialet kring en ung stjärna. Mekanismen som leder till denna ökning av tillträde är en debattpunkt. ” säger S. Pfalzner, ”De inducerade ackretionsgraden, den övergripande temporära ackretionsprofilen, sönderfallstiden och eventuellt binaritetsgraden vi får för möteinducerad ackretion överensstämmer mycket bra med observationer av FUors. Emellertid är stigningstiden på ett år som observerats i vissa FU-enheter svårt att uppnå i våra simuleringar såvida inte saken lagras någonstans nära stjärnan och sedan släpps efter att en viss massgräns överträds. Det allvarligaste argumentet mot FUors-fenomenet som orsakas av möten är att de flesta FU-enheter finns i miljöer med låg stjärndensitet. ”
Overraskande nog, även med tanke på den korta tidsperiod som en FUor existerar, har ingen någonsin sett en fas ut. ”En korskorrelationsanalys visar att FUor och FUor-liknande spektra inte överensstämmer med sena dvärgar, jättar eller inbäddade protostar. Tvärkorrelationerna visar också att de observerade FUor-liknande HH-energikällorna har spektra som väsentligen liknar FUors. ” säger Thomas P. Greene (et al), ”Båda objektgrupperna har också liknande nära-infraröda färger. De stora linjebredderna och dubbel-toppade naturen hos spektra för de FUor-liknande stjärnorna överensstämmer med den etablerade ackretionsskivmodellen för FUors, också i överensstämmelse med deras nästan infraröda färger. Det verkar som att unga stjärnor med FUor-liknande egenskaper kan vara vanligare än beräknas från de relativt få kända klassiska FUOR. ”
Hur vanliga och observerbara är dessa ovanliga karaktärer? Mycket mer än du kanske tror. Enligt Bo Reipurth (et al); ”Den ursprungliga FUor-klassen definierades av ett litet antal (5-6) av pre-huvudsekvensstjärnor som hade observerats bli ljusare med 3-6 storlekar på tidsskalor på 1-10 år. Klassen har sedan dess förstärkts av ett jämförbart antal stjärnor som har liknande spektra eller SED-skivor som de klassiska styrenheterna, men som inte har observerats fungera fotometriskt på det sättet. Det är troligt att FUor-fenomenet är återkommande, men det är inte alls klart om det är en egenskap som delas av vanliga T Tauri-stjärnor, eller om det är begränsat till en speciell minoritet bland dem. Det är viktigt att fler exempel hittas och hittas snabbt, och som ett resultat av systematisk sökning snarare än av misstag som tidigare varit fallet. Målet skulle vara att regelbundet undersöka alla molekylära moln inom cirka 2 kpc som ligger längs det galaktiska planet och Gould's Belt för svaga (eller tidigare osynliga) stjärnor som lyste upp med en storlek eller mer. Det är viktigt att sådana upptäckter följs upp spektroskopiskt så snart som möjligt för att ogräsa ut interlopers: flare stjärnor, kataklysmiska variabler, Miras och EXors (den senare är också före huvudsekvensen men som till skillnad från FUOR snart återgår till sin ursprungliga ljusstyrka nivå, vanligtvis om ett år eller mindre). Alla dessa objekt kan lätt urskiljas från varandra även i blygsam spektroskopisk upplösning. En sådan pågående undersökning skulle också tjäna till att följa utvecklingen av FUors. ”
Så låt oss göra FUor-dansen!
Enligt CBET 2033 släppt den 21 november 2009 från International Astronomical Union: ”Upptäckten av ett möjligt utbrott av FU-Ori-typ (se Hartmann och Kenyon 1996, ARAA 34, 207) ligger vid R.A. = 6h09m19s.32, Decl. = -6o41’55 ”.4 (equinox 2000.0) och sammanfaller med den infraröda källan IRAS 06068-0641. Upptäckt av CRTS den 10 november har det blivit kontinuerligt ljusare från åtminstone början av 2005 (då det var mag 14,8 på ofiltrerade CCD-bilder) till den nuvarande storleken på 12,6, och kan eventuellt lysa ytterligare. På de senaste bilderna är en svag kometär reflektionsnebulös synlig i öster. Ett spektrum (intervall 350-900 nm), taget med SMARTS 1,5 m-teleskop vid Cerro Tololo, den 17 november, visar H-alfa i emission, alla andra Balmer-linjer och He I (vid 501,5 nm) i absorption, och en mycket stark Ca II-infraröd triplett i utsläpp, vilket bekräftar att det var ett ungt stjärnobjekt. Objektet ligger i en mörk nebula söder om Mon R2-föreningen och är troligtvis relaterad till det. Dessutom, också inuti denna mörka nebulosa, ett andra objekt vid R.A. = 6h09m13s.70, Decl. = -6o43’55 ”.6, sammanfallet med IRAS 06068-0643, har varierat mellan mag 15 och 20 under de senaste åren, vilket påminner om objekt av UX-Ori-typ med mycket djupa blekningar. Detta andra objekt stöder också en variabel kometär reflektionsnebula som sträcker sig till norr. Spektrumet för detta objekt visar också H-alfa och den starka Ca II-infraröda tripletten i utsläpp. ”
Synlig? Ja. Du vet det. Och här är de stora fältresultaten som tagits av Joe Brimacombe ...
”En mindre plats för pågående stjärnbildning i molekylmolet Mon R2 är föremålen förknippade med GGD 16 och 17. Söder om GGD 17 är T Tauri-stjärnan Bretz 4 förmodligen associerad med GGD-objektet. Denna stjärna har studerats spektroskopiskt och klassificerades som en K4-spektraltyp med ett klass 5-emissionsspektrum. ” säger Carpenter och Hodapp, ”Den infraröda källan IRS 2 är positivt sammanfaller med Bretz 4, medan den mer djupt inbäddade IRS 1 inte har någon optisk motsvarighet och ligger mellan GGD-objekten. En detaljerad optisk studie visade att GGD 17 är en del av en krökt jetsträcka som sträcker sig norr om stjärnan Bretz 4 och bestående av HH 271, och eventuellt också HH 273. Nebulositet nära stjärnan visar den typiska morfologin med spridd ljus från en utflödeshålsvägg . De inbäddade infraröda föremålen och optisk reflektionsnebulositet i den allmänna GGD 16-17-regionen är associerad med 850 um utsläpp. ”
Fånga en FUor ... Det kan vara det mest ovanliga du någonsin har gjort!
Tack till Joe Brimacombe för de fantastiska bilderna och väckt min "FUor" nyfikenhet!
