Kaj se ponoči tiho prikrajša in jih je mogoče opazovati? Preizkusite FUor ... Te zvezde visoke faze svetilnosti pred glavnim zaporedjem lahko trajajo le nekaj desetletij - vendar kažejo izjemno velikost in spektralno vrsto v zelo kratkem času. Čeprav je FU Orionis morda prototip, ki ga poznate, je treba še veliko več naučiti in še več opazovati! Stopite zunaj v temi z menoj in poglejmo ...
Do zdaj vemo o zvezdah tipa FU Orionis, da se lesketajo z naglim prenosom mase iz akrektorskega diska na mlado zvezdo T Tauri tipa majhne mase. To je samo po sebi zelo razburljivo, saj ima skoraj polovica zvezd T Tauri obkrožni diski ali protoplanetarni diski. To bi lahko bili predhodniki planetarnih sistemov, podobnih našemu sončnemu sistemu! Kako vemo, da je tam disk? Preizkusite spremenljivost. „Variabilno krožno izumrtje je izpostavljeno kot odgovorno za opazne spremembe, opažene v zvezdanem kontinuirnem toku in za sočasne spremembe emisijskih lastnosti s kontrastnim učinkom. Neskladne strukture, ki vključujejo velika zrna prahu in krožijo okoli zvezde v nekaj desetinah AU, epizodno zasenčijo zvezdo in sčasoma del notranjega obrobnega pasu, medtem ko je večji del vodikovih oddajnih območij in zunanje območje vetra z nizko gostoto sledil s strani [OI] ostanejo nespremenjeni. " E. Schisano (et al) pravi: "Skladno s tem scenarijem so zaznane spremembe radialne hitrosti razjasnjene tudi v obliki nerodnih materialov, ki prehajajo in delno zakrivajo zvezdo."
Medtem ko se lahko stopnja porasta za FUor giblje od 4 do 10 sončnih mas letno, njene izbruhi pa trajajo do enega leta ali dlje, astronomi verjamejo, da njihova celotna življenjska doba traja le nekaj desetletij. Tudi proto zvezda je lahko omejena na povprečno eno do dve erupciji vsako leto. »Svetlost FUorsa se v enem do nekaj letih poveča za več magnitud. Trenutno najljubša razlaga za to povečanje svetlosti je tista, ki dramatično narašča iz diskovnega materiala okoli mlade zvezde. Mehanizem, ki vodi do tega povečanja, je točka razprave. " pravi S. Pfalzner: "Stopnje porasta, skupni profil časovne akrekcije, čas propadanja in verjetno stopnja binarnosti, ki jo dobimo za naraščanje, ki ga povzroči srečanje, se zelo dobro ujemajo s opažanji FUors. Vendar pa je enoletni čas vzpona, ki ga opazimo v nekaterih FUors, v naših simulacijah težko doseči, razen če se zadeva shrani nekje blizu zvezde in nato sprosti, potem ko se določena omejitev mase preseže. Najostrejši argument proti pojavu FUors, ki ga povzročajo srečanja, je, da se večina FUors nahaja v okoljih z nizko zvezdno gostoto. "
Presenetljivo je, da glede na kratek čas, v katerem obstaja FUor, še nihče ni videl ene faze. „Analiza navzkrižne korelacije kaže, da spektri podobni FUor in FUor niso v skladu s pritlikavimi palčki, velikani ali vgrajenimi protostarji poznega tipa. Navzkrižne korelacije kažejo tudi, da imajo opaženi FUor podobni viri HH spektre, ki so vsebinsko podobni tistim iz FUors. " Thomas P. Greene (et al) pravi: „Obe skupini predmetov imata podobne bližnje infrardeče barve. Velike širine linij in narave spektrov zvezd, ki so podobne FUor-ju, so skladne z uveljavljenim modelom diskrecijskega diska za FUors, prav tako skladnim z njihovimi skoraj infrardečimi barvami. Zdi se, da so mlade zvezde z značilnostmi, podobnimi FUorju, pogostejše, kot je napovedano iz relativno malo znanih klasičnih FUors.
Kako pogosti in opazni so ti nenavadni liki? Veliko več, kot si morda mislite. Po Bo Reipurth (et al); "Prvotni razred FUor je bil opredeljen z majhnim številom (5-6) zvezd pred glavnim zaporedjem, ki so jih opazili, da so se v časovnih lestvicah od 1 do 10 let povečale za 3-6 magnitud. Razred je od takrat dopolnjeval primerljivo število zvezd, ki imajo podobne spektre ali SED kot klasični FUors, vendar ni bilo opaziti, da bi se na ta način obnašali fotometrično. Verjetno se pojav FUor ponavlja, vendar sploh ni jasno, ali gre za last, ki si ga delijo navadne zvezde T Tauri, ali je med njimi omejena na posebno manjšino. Pomembno je, da se najde več primerov in najdemo takoj in kot rezultat sistematičnega iskanja in ne po naključju, kot je bilo to v preteklosti. Cilj bi bil redno preučevati vse molekulske oblake v približno 2 kpc, ki ležijo vzdolž galaktične ravnine in Gouldovega pasu za rahle (ali prej nevidne) zvezde, ki so se posvetlile za večino ali več. Ključnega pomena je, da čim prej spektroskopsko spremljamo kakršne koli take zaznave, da odstranimo vmesnike: bliskovite zvezde, kataklizmične spremenljivke, Miras in EXors (slednja so tudi pred-glavna zaporedja, vendar se za razliko od FUors kmalu vrnejo v prvotno svetlost stopnja, običajno v enem letu ali manj). Vsi ti predmeti se med seboj zlahka ločijo tudi pri skromni spektroskopski ločljivosti. Takšna tekoča raziskava bi služila tudi spremljanju razvoja FUors. "
Torej, igrajmo FUor ples!
Glede na CBET 2033, objavljeno 21. novembra 2009 z Mednarodne astronomske zveze: „Odkritje možne erupcije tipa FU-Ori (glej Hartmann in Kenyon 1996, ARAA 34, 207) se nahaja v podjetju R.A. = 6h09m19s.32, decl. = -6o41'55 ".4 (enakonočje 2000.0) in sovpada z infrardečim virom IRAS 06068-0641. CRTS jo je odkril 10. novembra in se je nenehno posvetljeval vsaj od zgodnjega leta 2005 (ko je na nefiltriranih slikah CCD znašal 14,8) do sedanje magnitude 12,6 in se morda še bolj posvetlil. Na zadnjih slikah je na vzhodu vidna šibka komerna refleksna meglica. Spekter (razpon 350–900 nm), posnet s 1,5-metrskim teleskopom SMARTS v Cerro Tololo, 17. novembra prikazuje H-alfa v emisiji, vse druge Balmerjeve linije in He I (pri 501,5 nm) pri absorpciji, in a zelo močan Ca II infrardeči triplet v emisiji, kar potrjuje, da je mlad zvezdni objekt. Predmet leži znotraj temne meglice južno od združenja Mon R2 in je verjetno povezan z njim. Poleg tega je tudi znotraj te temne meglice drugi predmet pri R.A. = 6h09m13s.70, decl. = -6o43´55 ”.6, ki sovpada z IRAS 06068-0643, se v zadnjih nekaj letih razlikuje med mag. 15 in 20, kar spominja na predmete tipa UX-Ori z zelo globokimi zbledi. Tudi ta drugi predmet podpira spremenljivo magnetno odsevnost, ki se razširi proti severu. Spekter tega predmeta prikazuje tudi H-alfa in močan Ca II infrardeči triplet v emisiji. "
Vidno? Ja. Saj veste. In tu so rezultati na širokem terenu, ki jih je posnel Joe Brimacombe ...
»Manjše mesto nastajanja zvezde v molekularnem oblaku Mon R2 so objekti, povezani z GGD 16 in 17. Južno od GGD 17 je zvezda T Tauri Bretz 4 verjetno povezana s objektom GGD. To zvezdo so preučevali spektroskopsko in jo uvrstili v vrsto K4 s spektralnim spektrom razreda 5. " Carpenter in Hodapp pravita: „Infrardeči vir IRS 2 pozicijsko sovpada z Bretzom 4, medtem ko bolj globoko vgrajen IRS 1 nima optičnega protipostavka in leži med predmeti GGD. Podrobna optična študija je pokazala, da je GGD 17 del ukrivljenega curka, ki sega severno od zvezde Bretz 4 in je sestavljen iz HH 271 in morda tudi HH 273. Nebuloza blizu zvezde kaže na značilno morfologijo razpršene svetlobe iz stene iztočne votline . Vgrajeni infrardeči predmeti in nebuloznost optičnega odseva v splošnem območju GGD 16-17 so povezani z emisijo 850 um. "
Ujemite FUor ... To je morda najbolj nenavadna stvar, kar ste jih kdaj storili!
Najlepša hvala Joeju Brimacombu za odlične slike in prebujanje moje radovednosti »FUor«!
