Was wächst in der Nacht leise an und kann eine Explosion sein, die es zu beobachten gilt? Versuchen Sie es mit einer FUor… Diese Sterne mit hoher Akkretion und hoher Leuchtkraft vor der Hauptsequenz halten möglicherweise nur einige Jahrzehnte - zeigen jedoch in sehr kurzer Zeit eine extreme Änderung der Größe und des Spektraltyps. Während FU Orionis der Prototyp ist, den Sie kennen, gibt es noch viel mehr zu lernen und noch mehr zu beobachten! Treten Sie mit mir in die Dunkelheit und schauen wir uns das an ...
Was wir bisher über Sterne vom Typ FU Orionis wissen, ist, dass sie mit abruptem Stoffübergang von einer Akkretionsscheibe auf einen jungen Stern vom Typ T Tauri mit geringer Masse aufflammen. An sich ist dies sehr aufregend, da fast die Hälfte der T-Tauri-Sterne zirkumstellare Scheiben oder protoplanetare Scheiben hat. Dies könnten sehr wohl die Vorläufer von Planetensystemen sein, die unserem eigenen Sonnensystem ähnlich sind! Woher wissen wir, dass dort eine CD ist? Versuchen Sie es mit Variabilität. „Die variable zirkumstellare Extinktion wird als verantwortlich für die auffälligen Variationen im Sternkontinuumsfluss und für die damit einhergehenden Änderungen der Emissionsmerkmale durch Kontrasteffekt bezeichnet. Klumpige Strukturen, die große Staubkörner enthalten und den Stern innerhalb weniger Zehntel der AU umkreisen, verdecken episodisch den Stern und schließlich einen Teil der inneren zirkumstellaren Zone, während der Großteil der Emissionszone der Wasserstoffleitungen und der äußeren Windregion niedriger Dichte verfolgt wird von der [OI] bleiben unberührt. “ E. Schisano (et al.): "In Übereinstimmung mit diesem Szenario lassen sich die erkannten Radialgeschwindigkeitsänderungen auch durch klumpige Materialien erklären, die den Stern durchqueren und teilweise verdecken."
Während die Akkretionsraten für eine FUor zwischen 4 und 10 Sonnenmassen pro Jahr liegen können und ihre Eruptionen bis zu einem Jahr oder länger andauern, glauben Astronomen, dass ihre gesamte Lebensdauer nur einige Jahrzehnte dauert. Der Protostar selbst kann auch auf durchschnittlich ein bis zwei Eruptionen pro Jahr beschränkt sein. „Die Helligkeit von FUors nimmt innerhalb von ein bis mehreren Jahren um mehrere Größenordnungen zu. Die derzeit bevorzugte Erklärung für diesen Helligkeitsschub ist die dramatisch steigende Akkretion des Scheibenmaterials um einen jungen Stern. Der Mechanismus, der zu dieser Zunahme der Akkretion führt, ist ein Diskussionspunkt. “ S. Pfalzner sagt: „Die induzierten Akkretionsraten, das gesamte zeitliche Akkretionsprofil, die Abklingzeit und möglicherweise die Binaritätsrate, die wir für die begegnungsinduzierte Akkretion erhalten, stimmen sehr gut mit den Beobachtungen von FUors überein. Die in einigen FUors beobachtete Anstiegszeit von einem Jahr ist in unseren Simulationen jedoch schwer zu erreichen, es sei denn, die Materie wird irgendwo in der Nähe des Sterns gelagert und dann freigegeben, nachdem eine bestimmte Massengrenze überschritten wurde. Das schwerwiegendste Argument gegen das durch Begegnungen verursachte FUors-Phänomen ist, dass die meisten FUors in Umgebungen mit geringer Sternendichte gefunden werden. “
Überraschenderweise hat selbst angesichts des kurzen Zeitraums, in dem eine FUor existiert, noch niemand einen Ausstieg gesehen. „Eine Kreuzkorrelationsanalyse zeigt, dass FUor- und FUor-ähnliche Spektren nicht mit Zwergen, Riesen oder eingebetteten Protosternen vom späten Typ übereinstimmen. Die Kreuzkorrelationen zeigen auch, dass die beobachteten FUor-ähnlichen HH-Energiequellen Spektren aufweisen, die denen von FUors im Wesentlichen ähnlich sind. “ Thomas P. Greene (et al.) sagt: „Beide Objektgruppen haben auch ähnliche Farben im nahen Infrarot. Die großen Linienbreiten und die Doppelspitzen der Spektren der FUor-ähnlichen Sterne stimmen mit dem etablierten Akkretionsscheibenmodell für FUors überein, auch mit ihren Farben im nahen Infrarot. Es scheint, dass junge Sterne mit FUor-ähnlichen Merkmalen häufiger vorkommen als von den relativ wenigen bekannten klassischen FUors projiziert. “
Wie häufig und beobachtbar sind diese ungewöhnlichen Charaktere? Viel mehr als Sie vielleicht denken. Nach Bo Reipurth (et al.); „Die ursprüngliche FUor-Klasse wurde durch eine kleine Anzahl (5-6) von Sternen vor der Hauptsequenz definiert, von denen beobachtet wurde, dass sie sich auf Zeitskalen von 1-10 Jahren um 3-6 Größen aufhellen. Die Klasse wurde seitdem um eine vergleichbare Anzahl von Sternen erweitert, die ähnliche Spektren oder SEDs wie die klassischen FUors aufweisen, bei denen jedoch kein photometrisches Verhalten beobachtet wurde. Es ist wahrscheinlich, dass das FUor-Phänomen immer wieder auftritt, aber es ist überhaupt nicht klar, ob es sich um eine Eigenschaft handelt, die von gewöhnlichen T-Tauri-Sternen geteilt wird, oder ob sie auf eine besondere Minderheit unter ihnen beschränkt ist. Es ist wichtig, dass mehr Beispiele gefunden und umgehend gefunden werden, und zwar als Ergebnis einer systematischen Suche und nicht zufällig, wie dies in der Vergangenheit der Fall war. Das Ziel wäre es, regelmäßig monatlich alle Molekülwolken innerhalb von etwa 2 kpc, die entlang der galaktischen Ebene und des Gould-Gürtels liegen, auf schwache (oder zuvor unsichtbare) Sterne zu untersuchen, die sich um eine Größenordnung oder mehr aufgehellt haben. Es ist wichtig, dass solche Erkennungen so schnell wie möglich spektroskopisch verfolgt werden, um Eindringlinge auszusondern: Leuchtsterne, kataklysmische Variablen, Miras und EXors (letztere sind ebenfalls Vorsequenzen, die jedoch im Gegensatz zu FUors bald wieder zu ihrer ursprünglichen Helligkeit zurückkehren Niveau, normalerweise in einem Jahr oder weniger). Alle diese Objekte sind auch bei mäßiger spektroskopischer Auflösung leicht voneinander zu unterscheiden. Eine solche laufende Umfrage würde auch dazu dienen, die Entwicklung der FUors zu verfolgen. “
Also lass uns den FUor-Tanz machen!
Laut CBET 2033, veröffentlicht am 21. November 2009 von der International Astronomical Union: „Die Entdeckung eines möglichen Ausbruchs vom Typ FU-Ori (siehe Hartmann und Kenyon 1996, ARAA 34, 207) befindet sich bei R.A. = 6h09m19s.32, Decl. = -6o41’55 ”.4 (Äquinoktium 2000.0) und fällt mit der Infrarotquelle IRAS 06068-0641 zusammen. Es wurde vom CRTS am 10. November entdeckt und hat sich von mindestens Anfang 2005 (als es auf ungefilterten CCD-Bildern mag 14,8 war) kontinuierlich auf die derzeitige Größe von 12,6 aufgehellt und kann sich möglicherweise weiter aufhellen. Auf neueren Bildern ist im Osten ein schwacher Kometenreflexionsnebel sichtbar. Ein Spektrum (Bereich 350-900 nm), das am 17. November mit dem 1,5-m-Teleskop SMARTS in Cerro Tololo aufgenommen wurde, zeigt H-alpha in der Emission, alle anderen Balmer-Linien und He I (bei 501,5 nm) in der Absorption und a sehr starkes Ca II -Infrarot-Triplett in der Emission, was bestätigt, dass es sich um ein junges Sternobjekt handelt. Das Objekt liegt in einem dunklen Nebel südlich der Mon R2-Assoziation und ist wahrscheinlich damit verwandt. Darüber hinaus befindet sich auch in diesem dunklen Nebel ein zweites Objekt bei R.A. = 6h09m13s.70, Decl. = -6o43’55 ”.6, zeitgleich mit IRAS 06068-0643, variierte in den letzten Jahren zwischen mag 15 und 20 und erinnert an Objekte vom Typ UX-Ori mit sehr tiefen Überblendungen. Dieses zweite Objekt unterstützt auch einen variablen Kometenreflexionsnebel, der sich nach Norden erstreckt. Das Spektrum dieses Objekts zeigt auch H-alpha und das starke Ca II -Infrarot-Triplett in der Emission. “
Sichtbar? Ja. Du weißt es. Und hier sind die Weitfeldergebnisse von Joe Brimacombe…
„Eine kleinere Stelle mit fortschreitender Sternentstehung in der Mon R2-Molekülwolke sind die mit GGD 16 und 17 assoziierten Objekte. Südlich von GGD 17 ist der T Tauri-Stern Bretz 4 wahrscheinlich mit dem GGD-Objekt assoziiert. Dieser Stern wurde spektroskopisch untersucht und von einem K4-Spektraltyp mit einem Emissionsspektrum der Klasse 5 klassifiziert. “ Carpenter und Hodapp sagen: „Die Infrarotquelle IRS 2 stimmt positionell mit Bretz 4 überein, während das tiefer eingebettete IRS 1 kein optisches Gegenstück hat und zwischen den GGD-Objekten liegt. Eine detaillierte optische Studie zeigte, dass GGD 17 Teil eines gekrümmten Strahls ist, der sich nördlich des Sterns Bretz 4 erstreckt und aus HH 271 und möglicherweise auch HH 273 besteht. Die Nebel nahe dem Stern zeigt die typische Morphologie des gestreuten Lichts von einer Wand des Ausflusshohlraums . Die eingebetteten Infrarotobjekte und der optische Reflexionsnebel im allgemeinen GGD 16-17-Bereich sind mit einer Emission von 850 um verbunden. “
Nehmen Sie eine FUor auf ... Es ist vielleicht das Ungewöhnlichste, was Sie jemals getan haben!
Vielen Dank an Joe Brimacombe für die großartigen Bilder und das Erwecken meiner Neugier für "FUor"!
