Hva anklager stille om natten og kan være en eksplosjon å observere? Prøv en FUor… Disse stjernene med høy lysstyrkefase med stor lysfasthet kan bare vare noen tiår - men viser en ekstrem forandring i størrelsesorden og spektraltype på veldig kort tid. Selv om FU Orionis kan være prototypen du vet om, er det mye mer å lære og enda mer å observere! Gå utenfor i mørket med meg og la oss se ...
Det vi så langt vet om stjerner av FU Orionis-typen, er at de blusser med brå masseoverføring fra en akkresjonsskive til en ung T-type av tauri av lav masse. I seg selv er dette veldig spennende fordi nesten halvparten av T Tauri-stjernene har omskjermingsskiver eller protoplanetære plater. Dette kan godt være forløperne til planetariske systemer som ligner vårt eget solsystem! Hvordan vet vi at det er en plate der? Prøv variabilitet. ”Variabel utryddelse i omkretsen påpekes som ansvarlig for de iøynefallende variasjonene som er observert i den stellære kontinuumfluxen og for samtidig endringer i utslippsfunksjonene ved kontrasteffekt. Klumpete strukturer som inneholder store støvkorn og kretser rundt stjernen i løpet av noen få tideler fra AU, tilslører episodisk stjernen og til slutt en del av den indre sirkellstellarsone, mens hoveddelen av hydrogenlinjene som avgir sone og ytre vind med lav tetthet spores av [OI] forblir upåvirket. ” sier E. Schisano (et al), "I samsvar med dette scenariet er de påviste endringene av radial hastighet også forklarbare når det gjelder klumpete materialer som transiterer og delvis skjuver stjernen."
Mens utvinningsgraden for et FUor kan variere fra 4 til 10 solmasser årlig, og dens utbrudd varer opp til et år eller lenger, mener astronomer at hele deres levetid bare varer noen tiår. Proto-stjernen i seg selv kan også være begrenset til å gjennomgå et gjennomsnitt på ett til to utbrudd hvert år. “Lysstyrken til FUors øker med flere størrelser i løpet av ett til flere år. Den for tiden favoriserte forklaringen på denne lysstyrkeøkningen er den dramatisk økende akkresjonen fra skivematerialet rundt en ung stjerne. Mekanismen som fører til denne økningen av akkresjonen er et debattpunkt. " sier S. Pfalzner, "De induserte akkresjonsgradene, den generelle tidsmessige akkresjonsprofilen, forfallstiden og muligens binaritetsraten vi oppnår for møteindusert akkresjon stemmer veldig godt med observasjonene av FUors. Imidlertid er stigningstiden på ett år observert i noen FUorer vanskelig å oppnå i våre simuleringer med mindre saken er lagret et sted nær stjernen og deretter løslatt etter at en viss massegrense er overtrådt. Det alvorligste argumentet mot FUors-fenomenet som er forårsaket av møter, er at de fleste FU-er finnes i miljøer med lav stjernetetthet. ”
Overraskende nok, selv gitt den korte tidsperioden der en FUor eksisterer, har ingen noen gang sett en fase ut. "En kryss-korrelasjonsanalyse viser at FUor og FUor-lignende spektre ikke er i samsvar med dype dverger, giganter og heller ikke innebygde protostarer. Tverrkorrelasjonene viser også at de observerte FUor-lignende HH-energikildene har spektre som er vesentlig lik de fra FUors. ” sier Thomas P. Greene (et al), "Begge objektgruppene har også lignende nær-infrarøde farger. De store linjebreddene og dobbeltopplevelsen av spektraene til de FUor-lignende stjernene er i samsvar med den etablerte skiltingsmodellen for FUors, også i samsvar med deres nær-infrarøde farger. Det ser ut til at unge stjerner med FUor-lignende egenskaper kan være vanligere enn anslått fra de relativt få kjente klassiske FUOR-ene. ”
Hvor vanlige og observerbare er disse uvanlige karakterene? Mye mer enn du kanskje tror. I følge Bo Reipurth (et al); ”Den opprinnelige FUor-klassen ble definert av et lite antall (5-6) pre-hovedsekvensstjerner som ble observert å lysne opp med 3-6 størrelser på tidsskalaer på 1-10 år. Klassen har siden blitt forsterket av et sammenlignbart antall stjerner som har lignende spektre eller SED-er som de klassiske FU-erne, men som ikke er observert å oppføre seg fotometrisk på den måten. Det er sannsynlig at FUor-fenomenet er tilbakevendende, men det er overhodet ikke klart om det er en eiendom som deles av vanlige T Tauri-stjerner, eller om det er begrenset til en spesiell minoritet blant dem. Det er viktig at flere eksempler blir funnet og funnet raskt, og som et resultat av systematisk søk snarere enn ved et uhell, som det har vært tilfelle tidligere. Målet ville være å undersøke regelmessig månedlig alle molekylære skyer innen omtrent 2 kpc som ligger langs det galaktiske planet og Goulds Belt for svake (eller tidligere usynlige) stjerner som hadde lyst opp med en størrelse eller mer. Det er essensielt at slike oppdagelser følges opp spektroskopisk så snart som mulig, for å luke ut interlopere: blussstjerner, kataklysmiske variabler, Miras og EXors (sistnevnte er også pre-hovedsekvens, men som i motsetning til FUors snart kommer tilbake til sin opprinnelige lysstyrke nivå, vanligvis om et år eller mindre). Alle disse objektene kan lett skilles fra hverandre selv i beskjeden spektroskopisk oppløsning. En slik pågående undersøkelse vil også tjene til å følge utviklingen av FUors. ”
Så la oss gjøre FUor-dansen!
I følge CBET 2033 utgitt 21. november 2009 fra International Astronomical Union: “Oppdagelsen av et mulig utbrudd av FU-Ori-type (se Hartmann og Kenyon 1996, ARAA 34, 207) ligger ved R.A. = 6h09m19s.32, avsl. = -6o41’55 ”.4 (equinox 2000.0), og sammenfaller med den infrarøde kilden IRAS 06068-0641. Oppdaget av CRTS 10. november og har blitt kontinuerlig lysende fra i det minste tidlig i 2005 (da det var mag 14,8 på ufiltrerte CCD-bilder) til nåværende størrelse 12,6, og kan muligens lyse ytterligere. På nylige bilder er en svak kometær refleksjonståne synlig mot øst. Et spektrum (rekkevidde 350-900 nm), tatt med SMARTS 1,5-m-teleskop ved Cerro Tololo, den 17. november, viser H-alfa i utslipp, alle andre Balmer-linjer og He I (ved 501,5 nm) i absorpsjon, og en veldig sterk Ca II infrarød triplett i utslipp, og bekrefter at den er et ungt stjernestykke. Objektet ligger inne i en mørk tåke sør for Mon R2-foreningen, og er sannsynligvis relatert til den. I tillegg, også inne i denne mørke tåken, en andre gjenstand hos R.A. = 6h09m13s.70, avsl. = -6o43’55 ”.6, sammenfallende med IRAS 06068-0643, har variert mellom mag 15 og 20 de siste årene, noe som minner om gjenstander av UX-Ori-type med veldig dype blekner. Dette andre objektet støtter også en variabel kometær refleksjonstågel som strekker seg mot nord. Spekteret til dette objektet viser også H-alfa og den sterke infrarøde tripletten i Ca II. ”
Synlig? Yeah. Du vet det. Og her er de brede feltresultatene tatt av Joe Brimacombe ...
”Et mindre sted med pågående stjernedannelse i mol R2-molekylskyen er objektene assosiert med GGD 16 og 17. Sør for GGD 17 er T Tauri-stjernen Bretz 4 sannsynligvis assosiert med GGD-objektet. Denne stjernen er studert spektroskopisk og ble klassifisert som en K4-spektraltype med et emisjonsspektrum av klasse 5. ” sier Carpenter og Hodapp, “Den infrarøde kilden IRS 2 er positivt sammenfallende med Bretz 4, mens den mer dypt innebygde IRS 1 ikke har noen optisk motstykke og ligger mellom GGD-objektene. En detaljert optisk studie viste at GGD 17 er en del av en buet stråle som strekker seg nord for stjernen Bretz 4 og bestående av HH 271, og muligens også HH 273. Nebulositet nær stjernen viser den typiske morfologien for spredt lys fra en utløpshulvegg . De innebygde infrarøde objektene og optisk refleksjonsnebulositet i den generelle GGD 16-17-regionen er assosiert med 850 um utslipp. ”
Fang en FUor ... Det kan være det mest uvanlige du noensinne har gjort!
Tusen takk til Joe Brimacombe for de fantastiske bildene og vekket min 'FUor' nysgjerrighet!
