Hvad tiltrækker stille om natten og kan være en eksplosion at observere? Prøv en FUor… Disse høje akkretionsstærker med stor lysstyrkefase før hovedsekvens kan muligvis kun vare et par årtier - men viser en ekstrem ændring i størrelse og spektraltype i en meget kort periode. Mens FU Orionis kan være den prototype, du kender til, er der meget mere at lære og endnu mere at observere! Gå udenfor i mørket med mig, og lad os se ...
Det, vi hidtil ved om stjerner i FU Orionis-typen, er, at de blusser op med pludselig masseoverførsel fra en akkretionsskive til en ung T-stjerne af lav masse. I sig selv er dette meget spændende, fordi næsten halvdelen af T Tauri-stjerner har cirkumstellariske diske eller protoplanetære diske. Disse kunne meget vel være forløberne for planetariske systemer, der ligner vores eget solsystem! Hvordan ved vi, at der er en disk der? Prøv variabilitet. ”Variabel cirkumstellar udryddelse påpeges som ansvarlig for de iøjnefaldende variationer, der er observeret i den stellære kontinuumstrøm og for samtidig ændringer i emissionskarakteristikkerne i kontrasteffekt. Klumpede strukturer, der inkorporerer store støvkorn og kredser om stjernen inden for et par tiendedele af AU, dækker episodisk stjernen og til sidst en del af den indre cirkumstellare zone, mens hovedparten af brintlinjeafgivende zone og ydre lavdensitetsvindregion spores af [OI] forbliver upåvirket. ” siger E. Schisano (et al), "Sammenhængende med dette scenarie kan de påviste ændringer i radial hastighed også forklares med hensyn til klumpede materialer, der transiterer og delvis skjuler stjernen."
Mens optagelsesraterne for en FUor kan variere fra 4 til 10 solmasser årligt, og dens udbrud varer op til et år eller længere, mener astronomer, at hele deres levetid kun varer et par årtier. Proto-stjernen i sig selv kan også være begrænset til at gennemgå et gennemsnit på et til to udbrud hvert år. ”Lysstyrken på FUors øges med flere størrelser inden for et til flere år. Den i øjeblikket foretrukne forklaring på dette lysstyrkeforøg er den dramatisk stigende akkretion fra skivematerialet omkring en ung stjerne. Mekanismen, der fører til denne tiltrædelsesforøgelse er et debatpunkt. siger S. Pfalzner, ”De inducerede akkretionsgrader, den samlede tidsmæssige akkretionsprofil, forfaldstiden og muligvis den binaritetsrate, vi opnår for møderinduceret akkretion, stemmer meget godt med observationer af FUors. Imidlertid er stigningstiden på et år, der er observeret i nogle FU'er, vanskelig at opnå i vores simuleringer, medmindre sagen opbevares et sted tæt på stjernen og derefter frigives, efter at en vis massegrænse er overtrådt. Det største argument mod FUors-fænomenet, der er forårsaget af møder, er, at de fleste FU-er findes i miljøer med lav stjernetæthed. ”
Overraskende nok, selv i betragtning af den korte periode, hvor en FUor eksisterer, har ingen nogensinde set en fase ud. ”En tværkorrelationsanalyse viser, at FUor og FUor-lignende spektre ikke er i overensstemmelse med sene dværge, giganter eller indlejrede protostarer. Tværkorrelationer viser også, at de observerede FUor-lignende HH-energikilder har spektre, der i det væsentlige ligner FUors. ” siger Thomas P. Greene (et al), ”Begge objektgrupper har også lignende næsten infrarøde farver. De store linjebredder og dobbelt toppede beskaffenhed af FUor-lignende stjerners spektre stemmer overens med den etablerede akkretionsdiskmodel for FUors, også i overensstemmelse med deres næsten infrarøde farver. Det ser ud til, at unge stjerner med FUor-lignende egenskaber kan være mere almindelige end forventet fra de relativt få kendte klassiske FU'er. ”
Hvor almindelige og observerbare er disse usædvanlige karakterer? Meget mere, end du måske tror. Ifølge Bo Reipurth (et al); ”Den oprindelige FUor-klasse blev defineret af et lille antal (5-6) af før-hovedsekvensstjerner, der blev observeret at lysne op med 3-6 størrelser på tidsskalaer fra 1-10 år. Klassen er siden blevet forstærket af et sammenligneligt antal stjerner, der har lignende spektre eller SED'er som de klassiske FU'er, men som ikke er observeret at opføre sig fotometrisk på den måde. Det er sandsynligt, at FUor-fænomenet er tilbagevendende, men det er slet ikke klart, om det er en egenskab, der deles af almindelige T Tauri-stjerner, eller om det er begrænset til et specielt mindretal blandt dem. Det er vigtigt, at flere eksempler bliver fundet og hurtigt fundet, og som et resultat af systematisk søgning snarere end ved et uheld, som det har været tilfældet i fortiden. Målet ville være at regelmæssigt undersøge alle molekylære skyer inden for ca. 2 kpc, der ligger langs det galaktiske plan og Gould's Belt for svage (eller tidligere usynlige) stjerner, der var lyset op med en størrelse eller mere. Det er vigtigt, at enhver sådan detektion følges op spektroskopisk så hurtigt som muligt for at udslette interlopere: flare-stjerner, kataklysmiske variabler, Miras og EXors (sidstnævnte er også før-hovedsekvens, men som i modsætning til FUors snart vender tilbage til deres oprindelige lysstyrke niveau, normalt om et år eller mindre). Alle disse objekter kan let skelnes fra hinanden, selv i en beskeden spektroskopisk opløsning. En sådan igangværende undersøgelse ville også tjene til at følge udviklingen af FUors. ”
Så lad os gøre FUor-dansen!
I henhold til CBET 2033 frigivet den 21. november 2009 fra Den Internationale Astronomiske Union: “Opdagelsen af et muligt udbrud af FU-Ori-type (se Hartmann og Kenyon 1996, ARAA 34, 207) ligger ved R.A. = 6h09m19s.32, Decl. = -6o41’55 ”.4 (equinox 2000.0) og sammenfaldende med den infrarøde kilde IRAS 06068-0641. Opdaget af CRTS den 10. november har det konstant lysnet fra mindst begyndelsen af 2005 (da det var magt 14,8 på ufiltrerede CCD-billeder) til den nuværende størrelse 12,6 og kan muligvis lyses yderligere. På nylige billeder er en svag kometær refleksionnebula synlig mod øst. Et spektrum (rækkevidde 350-900 nm), taget med SMARTS 1,5-m-teleskop ved Cerro Tololo, den 17. november, viser H-alfa i emission, alle andre Balmer-linjer og He I (ved 501,5 nm) i absorption, og en meget stærk Ca II-infrarød triplet i emission, hvilket bekræfter, at den er et ungt stjernestykke. Objektet ligger inde i en mørk tåge syd for Mon R2-foreningen og er sandsynligvis relateret til den. Derudover også inde i denne mørke tåge, en anden genstand ved R.A. = 6h09m13s.70, Decl. = -6o43’55 ”.6, sammenfaldende med IRAS 06068-0643, har været varierende mellem mag 15 og 20 i de sidste par år, der minder om UX-Ori-objekter med meget dybe falmninger. Dette andet objekt understøtter også en variabel kometær reflektionsnebula, der strækker sig mod nord. Spektret af dette objekt viser også H-alpha og den stærke Ca II infrarøde triplet i emission. ”
Synlig? Ja. Du ved det. Og her er de brede feltresultater taget af Joe Brimacombe ...
”Et mindre sted med løbende stjernedannelse i mol R2-molekylskyen er objekterne, der er forbundet med GGD 16 og 17. Syd for GGD 17 er T Tauri-stjernen Bretz 4 sandsynligvis forbundet med GGD-objektet. Denne stjerne er blevet undersøgt spektroskopisk og blev klassificeret som en K4-spektraltype med et emissionspektrum i klasse 5. ” siger Carpenter og Hodapp, ”Den infrarøde kilde IRS 2 er positivt sammenfaldende med Bretz 4, mens den mere dybt indlejrede IRS 1 ikke har noget optisk modstykke og ligger mellem GGD-objekterne. En detaljeret optisk undersøgelse viste, at GGD 17 er en del af en buet stråle, der strækker sig nord for stjernen Bretz 4 og består af HH 271, og muligvis også HH 273. Nebulositet tæt på stjernen viser den typiske morfologi med spredt lys fra en udstrømningshulighedsvæg . De indlejrede infrarøde objekter og optisk reflektionsnebulositet i den generelle GGD 16-17-region er forbundet med 850 um-emission. ”
Fang en FUor ... Det kan være den mest usædvanlige ting, du nogensinde har gjort!
Mange tak til Joe Brimacombe for de fantastiske billeder og vække min 'FUor' nysgerrighed!
