Co gromadzi się cicho w nocy i może być świetną obserwacją? Wypróbuj FUor… Te gwiazdy o dużej akrecji i dużej fazie świetlistości mogą trwać tylko kilka dziesięcioleci - ale wykazują ekstremalną zmianę wielkości i typu widma w bardzo krótkim czasie. Chociaż FU Orionis może być prototypem, o którym wiesz, jest o wiele więcej do nauczenia się, a jeszcze więcej do obserwowania! Wyjdź ze mną na zewnątrz w ciemności i spójrzmy ...
Jak dotąd wiemy o gwiazdach typu FU Orionis, że rozbłyskują one z nagłym przeniesieniem masy z dysku akrecyjnego na młodą gwiazdę typu T Tauri o małej masie. To samo w sobie jest bardzo ekscytujące, ponieważ prawie połowa gwiazd T Tauri ma dyski obwodowe lub dyski protoplanetarne. Mogą to być również prekursory układów planetarnych podobnych do naszego własnego układu słonecznego! Skąd wiemy, że jest tam dysk? Wypróbuj zmienność. „Wskazuje się na zmienne wymieranie okołogwiazdowe jako odpowiedzialne za widoczne zmiany obserwowane w strumieniu ciągłości gwiezdnej i za towarzyszące im zmiany cech emisji poprzez efekt kontrastowy. Grudkowate struktury, zawierające duże ziarna pyłu i krążące wokół gwiazdy w odległości kilku dziesiątych AU, zasłaniają epizodycznie gwiazdę i ostatecznie część wewnętrznej strefy okołogwiazdowej, podczas gdy śledzone są linie linii emitujących wodór i zewnętrzny obszar wiatru o niskiej gęstości przez [OI] pozostają nienaruszone. ” mówi E. Schisano (i in.): „Zgodnie z tym scenariuszem wykryte zmiany prędkości radialnej można wytłumaczyć również pod względem brył materiałów przelatujących i częściowo zasłaniających gwiazdę”.
Podczas gdy wskaźniki narostu dla FUor mogą wynosić od 4 do 10 mas Słońca rocznie, a jego erupcje trwają do roku lub dłużej, astronomowie wierzą, że całe ich życie trwa tylko kilka dekad. Sama proto-gwiazda może być również ograniczona do przechodzenia średnio od jednej do dwóch erupcji rocznie. „Jasność FUors wzrasta o kilka wielkości w ciągu jednego do kilku lat. Obecnie preferowanym wyjaśnieniem tego zwiększenia jasności jest gwałtowny wzrost akrecji z materiału dysku wokół młodej gwiazdy. Mechanizm prowadzący do tego wzrostu akrecji jest przedmiotem dyskusji. ” mówi S. Pfalzner: „Indukowane wskaźniki akrecji, ogólny profil akrecji czasowej, czas rozpadu i być może współczynnik binarności, jaki uzyskujemy dla akrecji indukowanej przez spotkanie, bardzo dobrze zgadzają się z obserwacjami FUors. Jednak czas wzrostu jednego roku obserwowany w niektórych FUors jest trudny do osiągnięcia w naszych symulacjach, chyba że materia jest przechowywana gdzieś w pobliżu gwiazdy, a następnie uwalniana po przekroczeniu pewnego limitu masy. Najcięższym argumentem przeciwko zjawisku FUors powodowanemu przez spotkania jest to, że większość FUorów znajduje się w środowiskach o niskiej gęstości gwiazdowej. ”
Zaskakujące jest to, że nawet biorąc pod uwagę krótki okres, w którym istnieje FUor, nikt nigdy nie widział jednego wycofania. „Analiza korelacji krzyżowej pokazuje, że widma FUor i FUor nie są spójne z późnymi karłami, gigantami ani osadzonymi protogwiazdami. Korelacje krzyżowe pokazują również, że obserwowane źródła energii HH podobne do FUor mają widma, które są zasadniczo podobne do widm FUors. ” mówi Thomas P. Greene (i in.): „Obie grupy obiektów mają również podobne kolory w bliskiej podczerwieni. Duże szerokości linii i charakter pików o podwójnych pikach dla gwiazd podobnych do FUor są zgodne z ustalonym modelem dysku akrecyjnego dla FUor, a także z ich kolorami w bliskiej podczerwieni. Wygląda na to, że młode gwiazdy o charakterystyce FUor mogą być bardziej powszechne niż przewidywane na podstawie stosunkowo niewielu znanych klasycznych FUors. ”
Jak powszechne i obserwowalne są te niezwykłe postacie? O wiele więcej niż myślisz. Według Bo Reipurth (i in.); „Pierwotna klasa FUor została zdefiniowana przez niewielką liczbę (5-6) gwiazd przed główną sekwencją, które zaobserwowano jako rozjaśniające się o 3-6 jasności w skali czasowej 1-10 lat. Klasa została odtąd powiększona o porównywalną liczbę gwiazd, które mają podobne widma lub SED do klasycznych FUors, ale nie zaobserwowano, aby zachowywały się fotometrycznie w ten sposób. Prawdopodobnie zjawisko FUor powraca, ale wcale nie jest jasne, czy jest to właściwość wspólna dla zwykłych gwiazd T Tauri, czy też jest ograniczona do specjalnej mniejszości. Ważne jest, aby znaleźć więcej przykładów i znaleźć je niezwłocznie, a raczej w wyniku systematycznych poszukiwań niż przez przypadek, jak to miało miejsce w przeszłości. Celem byłoby badanie, co miesiąc, wszystkich chmur molekularnych w promieniu około 2 kpc, które leżą wzdłuż płaszczyzny galaktycznej i Pasa Goulda dla słabych (lub wcześniej niewidocznych) gwiazd, które rozjaśniły się o jasność lub więcej. Istotne jest, aby jak najszybciej wykryć takie detekcje spektroskopowo, aby wyeliminować intruzów: gwiazdy rozbłyskowe, zmienne kataklizmiczne, Miras i EXors (ta ostatnia również jest sekwencją wstępną, ale która w przeciwieństwie do FUorów wkrótce powraca do pierwotnej jasności poziom, zwykle za rok lub krócej). Wszystkie te obiekty można łatwo odróżnić nawet przy niewielkiej rozdzielczości spektroskopowej. Takie ciągłe badanie służyłoby również śledzeniu rozwoju FUors. ”
Zróbmy więc FUor!
Według CBET 2033 wydanego 21 listopada 2009 r. Przez Międzynarodową Unię Astronomiczną: „Odkrycie możliwej erupcji typu FU-Ori (patrz Hartmann i Kenyon 1996, ARAA 34, 207) znajduje się w R.A. = 6h09m19s.32, Decl. = -6o41’55 ”.4 (równonoc 2000.0) i zbiega się ze źródłem podczerwieni IRAS 06068-0641. Odkryty przez CRTS 10 listopada, stale się rozjaśnia od co najmniej początku 2005 r. (Kiedy to było 14,8 na niefiltrowanych obrazach CCD) do obecnej wielkości 12,6, i być może jeszcze bardziej się rozjaśni. Na ostatnich zdjęciach na wschodzie widać słabą mgławicę refleksyjną komety. Widmo (zakres 350–900 nm), wykonane 1,5-metrowym teleskopem SMARTS w Cerro Tololo, 17 listopada pokazuje emisję H-alfa, wszystkich innych linii Balmera i absorpcji He I (przy 501,5 nm), oraz bardzo silna tripleta podczerwieni Ca II w emisji, potwierdzająca, że jest to młody obiekt gwiezdny. Obiekt leży w ciemnej mgławicy na południe od stowarzyszenia Mon R2 i prawdopodobnie jest z nim powiązany. Ponadto, również w tej ciemnej mgławicy, drugi obiekt w R.A. = 6h09m13s.70, Dekl. = -6o43’55 ”.6, zbieżny z IRAS 06068-0643, zmieniał się między mag 15 a 20 w ciągu ostatnich kilku lat, przypominając obiekty typu UX-Ori z bardzo głębokimi zanikami. Ponadto ten drugi obiekt obsługuje zmienną mgławicę refleksyjną komety, rozciągającą się na północ. Widmo tego obiektu pokazuje także emisję H-alfa i silnej triplety podczerwieni Ca II. ”
Widoczny? Tak. Wiesz to. A oto wyniki szerokiego pola wykonane przez Joe Brimacombe…
„Mniejsze miejsce trwającego procesu formowania się gwiazd w obłoku molekularnym Mon R2 to obiekty związane z GGD 16 i 17. Na południe od GGD 17 gwiazda T Tauri Bretz 4 jest prawdopodobnie związana z obiektem GGD. Gwiazdę tę zbadano spektroskopowo i sklasyfikowano jako typ widmowy K4 o widmie emisyjnym klasy 5 ”. mówi Carpenter i Hodapp: „Źródło podczerwieni IRS 2 jest pozycjonalnie zbieżne z Bretz 4, podczas gdy głębiej osadzony IRS 1 nie ma optycznego odpowiednika i leży między obiektami GGD. Szczegółowe badanie optyczne wykazało, że GGD 17 jest częścią zakrzywionego strumienia rozciągającego się na północ od gwiazdy Bretz 4 i składającego się z HH 271, a być może również HH 273. Mgławica blisko gwiazdy pokazuje typową morfologię rozproszonego światła ze ściany jamy odpływowej . Osadzone obiekty podczerwone i mgławica refleksyjna w ogólnym obszarze GGD 16-17 są związane z emisją 850 μm. ”
Uchwyć FUor… To może być najbardziej niezwykła rzecz, jaką kiedykolwiek zrobiłeś!
Ogromne podziękowania dla Joe Brimacombe za niesamowite zdjęcia i rozbudzenie mojej ciekawości „FUor”!
