Какво се наблюдава тихо през нощта и може ли да се наблюдава взрив? Опитайте FUor ... Тези звезди с висока фаза на осветеност, преди основната последователност, могат да продължат само няколко десетилетия - но показват изключителна промяна в величината и спектралния тип за много кратък период от време. Докато FU Orionis може да е прототипът, за който знаете, има още много да научите и още повече да наблюдавате! Излезте навън в тъмното с мен и нека разгледаме ...
Това, което досега знаем за звездите от типа FU Orionis е, че те пламват с рязко пренасяне на маса от акредиращ диск върху млада звезда от тип T Таури с ниска маса. Това само по себе си е много вълнуващо, тъй като близо половината от звездите на T Tauri имат заобикалящи дискове или протопланетарни дискове. Това много добре биха могли да бъдат предшественици на планетарни системи, подобни на нашата собствена слънчева система! Как да разберем, че има диск там? Опитайте променливост. „Променливото заобикаляне на циркулацията е посочено като отговорно за забележимите промени, наблюдавани в звездовия континуален поток и за съпътстващите промени в характеристиките на емисиите чрез контрастен ефект. Струмасти структури, включващи големи прахови зърна и обикалящи около ордината на звездата в рамките на няколко десети от АС, затъмняват епизодично звездата и в крайна сметка част от вътрешната обиколна зона, докато по-голямата част от водородните линии, излъчващи зона и външния вятър с ниска плътност, проследяват от [OI] остават незасегнати. “ казва Е. Шисано и др., „Съобразно с този сценарий, откритите промени в радиалната скорост се обясняват и по отношение на тромави материали, които преминават и частично затъмняват звездата.“
Въпреки че степента на нарастване на FUor може да варира от 4 до 10 слънчеви маси годишно, а изригванията му продължават до една година или повече, астрономите смятат, че целият им живот продължава само няколко десетилетия. Самата протозвезда също може да бъде ограничена до претърпяване средно от една до две изригвания всяка година. „Яркостта на FUors се увеличава с няколко величини в рамките на една до няколко години. Понастоящем предпочитаното обяснение за това увеличаване на яркостта е това на драстично нарастващото натрупване от материала на диска около млада звезда. Механизмът, водещ до това увеличаване на нарастването, е точка на разискване. " казва С. Пфалцнер, „Индуцираните скорости на натрупване, цялостният профил на временното нарастване, времето на разпадане и евентуално скоростта на бинарност, която получаваме за натрупване, предизвикано от среща, се съгласяват много добре с наблюденията на FUors. Въпреки това, времето за издигане от една година, наблюдавано в някои FUors, е трудно постижимо при нашите симулации, освен ако материята не се съхранява някъде близо до звездата и след това се освобождава след прехвърляне на определена граница на масата. Най-сериозният аргумент срещу явлението FUors, причинено от срещи, е, че повечето FUors се намират в среди с ниска звездна плътност. "
Изненадващо достатъчно, дори като се има предвид краткият период от време, в който съществува FUor, никой не е виждал нито една фаза. „Анализът на кръстосана корелация показва, че FUor и FUor-подобни спектри не съответстват на джуджета, гиганти или вградени протостари от късен тип. Кръстосаните корелации показват също, че наблюдаваните HU източници на енергия с НН имат спектри, които по същество са подобни на тези на FUors. " казва Томас П. Грийн (и др.), „И двете обектни групи също имат близки инфрачервени цветове. Големите ширини на линията и двойно върховият характер на спектрите на FUor-подобни звезди са в съответствие с установения модел на диска за аккреция за FUors, също съответстващ на техните близки до инфрачервени цветове. Изглежда, че младите звезди с подобни на FUor характеристики могат да бъдат по-често срещани от прогнозираните от сравнително малко известни класически FUors. "
Колко често срещани и наблюдателни са тези необичайни герои? Много повече, отколкото може би си мислите. Според Bo Reipurth (и др.); „Първоначалният клас FUor беше определен от малък брой (5-6) звезди преди основни последователности, които бяха наблюдавани да изсветлят с 3-6 величини при времеви мащаби от 1-10 години. Оттогава класът е увеличен от съпоставим брой звезди, които имат сходни спектри или SED на класическите FUors, но не е наблюдавано, че се държат фотометрично по този начин. Вероятно явлението FUor се повтаря, но изобщо не е ясно дали става дума за собственост, споделяна от обикновените звезди на Т Таури, или дали е ограничена до специално малцинство сред тях. Важно е да се намерят повече примери и да бъдат намерени незабавно и в резултат на систематично търсене, а не случайно, както беше в миналото. Целта е да се изследват редовно всички молекулни облаци в рамките на около 2 kpc, които лежат по протежение на галактическата равнина и пояса на Гулд за слаби (или по-рано невидими) звезди, които са се изсветлили с величина или повече. От съществено значение е всякакви такива открития да бъдат проследявани спектроскопски възможно най-бързо, за да се отсеят интерлопери: пламъци от звезди, катаклизмични променливи, Miras и EXors (последните също са преди основната последователност, но които за разлика от FUors скоро се връщат към първоначалната си яркост ниво, обикновено след година или по-малко). Всички тези обекти лесно се различават един от друг дори при скромна спектроскопична разделителна способност. Подобно текущо проучване ще послужи и за проследяване на развитието на FUors. "
Така че нека да танцуваме FUor!
Според CBET 2033, публикуван на 21 ноември 2009 г. от Международния астрономически съюз: „Откриването на възможно изригване от тип FU-Ori (виж Hartmann and Kenyon 1996, ARAA 34, 207) се намира в R.A. = 6h09m19s.32, откл. = -6o41’55 ”.4 (равноденствие 2000.0) и съвпада с инфрачервения източник IRAS 06068-0641. Открит от CRTS на 10 ноември, той непрекъснато просветва от поне началото на 2005 г. (когато беше с магнитна стойност 14,8 на нефилтрирани CCD изображения) до сегашната величина от 12,6 и може би ще изсветли допълнително. На последните изображения на изток се вижда слаба кометна отражателна мъглявина. Спектърът (обхват 350-900 nm), взет с 1,5-метров телескоп SMARTS в Cerro Tololo, на 17 ноември, показва Н-алфа в емисиите, всички други линии на Балмер и He I (при 501,5 nm) в абсорбция, и a много силен Ca II инфрачервен триплет в емисия, потвърждаващ, че е млад звезден обект. Обектът се намира вътре в тъмна мъглявина на юг от асоциацията Mon R2 и вероятно е свързан с нея. В допълнение, също вътре в тази тъмна мъглявина, втори обект в R.A. = 6h09m13s.70, откл. = -6o43´55 ”.6, съвпадащ с IRAS 06068-0643, варира между магистрали 15 и 20 през последните няколко години, напомняйки UX-Ori тип обекти с много дълбоки избледнявания. Също така, този втори обект поддържа променлива мъглявина за отразяване на кометата, простираща се на север. Спектърът на този обект също показва Н-алфа и силния Ca II инфрачервен триплет в емисии. "
Видим? Да. Знаеш го. Ето и резултатите от широките полета, взети от Джо Бримакомб ...
„По-малък обект на продължаващо образуване на звезди в молекулния облак Mon R2 са обектите, свързани с GGD 16 и 17. На юг от GGD 17 звездата T Tauri Bretz 4 вероятно е свързана с обекта GGD. Тази звезда е изследвана спектроскопично и е класифицирана като К4 спектрален тип с емисионен спектър от клас 5. " Carpenter и Hodapp, „Инфрачервеният източник IRS 2 позиционно съвпада с Bretz 4, докато по-дълбоко вграденият IRS 1 няма оптичен колега и се намира между GGD обектите. Подробно оптично проучване показа, че GGD 17 е част от извита струя, простираща северно от звездата Bretz 4 и състояща се от HH 271, а вероятно и HH 273. Мъглявостта, близка до звездата, показва типичната морфология на разпръсната светлина от стената на изходящата кухина , Вградените инфрачервени обекти и мъглявината на оптичното отражение в общия GGD 16-17 регион се свързват с емисия 850 um. "
Снимайте FUor ... Може да е най-необичайното нещо, което сте правили някога!
Много благодаря на Джо Brimacombe за страхотните образи и събуждането на любопитството ми „FUor“!
