Kas naktī klusi klīst un ko var novērot? Izmēģiniet FUor… Šīs augstas akreces, augstas gaismas fāzes pirms galvenās secības zvaigznes var ilgt tikai dažas desmitgades, taču ļoti īsā laika posmā tās parāda ārkārtīgi lielas izmaiņas un spektrālā tipa izmaiņas. Lai gan FU Orionis var būt prototips, par kuru jūs zināt, tomēr ir vēl daudz ko iemācīties un vēl vairāk ievērot! Dodieties ārā tumsā kopā ar mani un apskatīsim…
Tas, ko mēs līdz šim zinām par FU Orionis tipa zvaigznēm, ir tas, ka tās uzliesmo ar pēkšņu masas pārnešanu no uzpūšanās diska uz jaunu, mazu masu T Tauri tipa zvaigznēm. Tas pats par sevi ir ļoti aizraujošs, jo gandrīz pusei no Ta Tauri zvaigznēm ir lokveida diski vai protoplanetārie diski. Tie ļoti labi varētu būt planētu sistēmu priekšgājēji, kas līdzīgi mūsu pašu Saules sistēmai! Kā mēs zinām, ka tur ir disks? Izmēģiniet mainīgumu. “Mainīgā apkārtējās kārtas izmiršana ir norādīta kā atbildīgā par acīmredzamām izmaiņām, kas novērotas zvaigžņu kontinuuma plūsmā, un par vienlaicīgām izmaiņām emisijas īpašībās ar kontrasta efektu. Klumpošās struktūras, kurās ir lieli putekļu graudi un kas riņķo ap zvaigzni dažās desmitdaļās no AU, epizodiski aizsedz zvaigzni un galu galā daļu no iekšējās apļveida zonas, bet lielāko daļu ūdeņraža līniju izstarojošās zonas un ārējo zema blīvuma vēja reģionu izseko. ko [OI] neietekmē. ” saka E. Šisano (et al): "Vienlaicīgi ar šo scenāriju atklātās radiālā ātruma izmaiņas ir izskaidrojamas arī ar drūmajiem materiāliem, kas šķērso un daļēji aizsedz zvaigzni."
Kaut arī FUor akrēcijas pakāpe varētu būt no 4 līdz 10 saules masām gadā un tās izvirdumi ilgst līdz gadam vai ilgāk, astronomi uzskata, ka viss viņu mūžs ilgst tikai dažas desmitgades. Pati galvenā zvaigzne var būt arī ierobežota ar vidēju viena līdz divu izvirdumu gadā. “FUors spilgtums palielinās par vairākiem lielumiem viena līdz vairāku gadu laikā. Pašlaik iecienītākais šī spilgtuma palielinājuma skaidrojums ir dramatiski pieaugošā akcents no diska materiāla ap jauno zvaigzni. Mehānisms, kas noved pie šī palielinājuma palielināšanas, ir diskusijas punkts. ” saka S. Pfalzners, “inducētie akrila līmeņi, kopējais akreācijas temps laikā, sabrukšanas laiks un, iespējams, bināruma pakāpe, ko mēs iegūstam saskaršanās izraisītajai akrecijai, ļoti labi sakrīt ar FUors novērojumiem. Tomēr mūsu simulācijās ir grūti sasniegt dažu FUors novēroto viena gada pieauguma laiku, ja vien viela netiek glabāta kaut kur tuvu zvaigznei un pēc tam tiek atbrīvota pēc tam, kad ir pārsniegts noteikts masas ierobežojums. Visskarīgākais arguments pret FUors parādību, ko izraisa tikšanās, ir tāds, ka vairums FUors ir sastopami vidē ar mazu zvaigžņu blīvumu. ”
Pārsteidzoši, pat ņemot vērā īso laika posmu, kurā pastāv FUor, neviens nekad nav redzējis vienu izbeigšanu. “Krosa korelācijas analīze rāda, ka FUor un FUor līdzīgie spektri neatbilst ne vēlu tipa punduriem, milžiem, ne iegultiem prostatoriem. Krusteniskās korelācijas arī parāda, ka novērotajiem FUor līdzīgajiem HH enerģijas avotiem ir spektri, kas pēc būtības ir līdzīgi FUors spektriem. ” saka Tomass P. Grīns (et al): “Abām objektu grupām ir arī līdzīgas gandrīz infrasarkanās krāsas. FUor līdzīgo zvaigžņu lielais līniju platums un dubultā maksimālā robeža atbilst FUors izveidotajam akrecijas diska modelim, kā arī atbilst to gandrīz infrasarkanajām krāsām. Šķiet, ka jaunas zvaigznes ar FUor līdzīgām īpašībām var būt biežāk sastopamas nekā projicētas no salīdzinoši nedaudziem zināmajiem klasiskajiem FUors. ”
Cik parasti un novērojami ir šie neparasti personāži? Daudz vairāk, nekā jūs varētu domāt. Saskaņā ar Bo Reipurth (et al) teikto; Sākotnējo FUor klasi definēja neliels skaits (5-6) pirms galvenās secības zvaigžņu, kurām novērots, ka laika skalas 1-10 gadu laikā tās izgaismojas ar 3-6 magnitūtām. Kopš tā laika klase ir papildināta ar salīdzināmu zvaigžņu skaitu, kurām ir līdzīgi spektri vai SED kā klasiskajiem FUors, bet nav novērots, ka tās šādā veidā izturētos fotometriski. Iespējams, ka FUor parādība atkārtojas, taču nepavisam nav skaidrs, vai tas ir īpašums, kuru dala parastās T Tauri zvaigznes, vai arī tas ir ierobežots ar īpašu minoritāti starp tām. Ir svarīgi, lai tiktu atrasti vairāk piemēru un tiktu atrasti nekavējoties, sistemātiskas meklēšanas rezultātā, nevis nejauši, kā tas bija iepriekš. Mērķis būtu regulāri - katru mēnesi - pārbaudīt visus molekulāros mākoņus aptuveni 2 kpc robežās, kas atrodas gar galaktikas plakni un Goulda joslu, lai iegūtu vāju (vai iepriekš neredzamu) zvaigzni, kas ir izgaismojušās ar palielinājumu vai lielāku. Ir svarīgi, lai pēc šādiem atklājumiem pēc iespējas ātrāk tiktu spektroskopiski turpināts, lai atsijātu starpslāni: uzliesmojošās zvaigznes, kataklizmiskos mainīgos, Miras un EXors (pēdējie arī ir galvenā galvenā secība, bet atšķirībā no FUors drīz atgriežas sākotnējā spilgtumā) līmenis, parasti gadā vai mazāk). Visi šie objekti ir viegli atšķirami viens no otra pat ar nelielu spektroskopisko izšķirtspēju. Šāda pastāvīga aptauja noderētu arī FUors attīstības sekām. ”
Darīsim FUor deju!
Saskaņā ar CBET 2033, kas 2009. gada 21. novembrī tika izlaista no Starptautiskās Astronomijas savienības: “Iespējamā FU-Ori tipa izvirduma atklāšana (sk. Hartmann and Kenyon 1996, ARAA 34, 207) atrodas R.A. = 6h09m19s.32, dec. = -6o41’55 ”.4 (ekvinokcija 2000.0) un sakrīt ar infrasarkanā starojuma avotu IRAS 06068-0641. CRTS atklāja 10. novembrī, un tas ir nepārtraukti spilgts vismaz no 2005. gada sākuma (kad tas bija mag 14,8 uz nefiltrētiem CCD attēliem) līdz pašreizējam 12,6, un tas, iespējams, varētu vēl vairāk spilgt. Jaunākajos attēlos uz austrumiem ir redzams vājš komētas refleksijas miglājs. Spektrā (diapazonā no 350 līdz 900 nm), kas uzņemts ar SMARTS 1,5 m teleskopu Cerro Tololo 17. novembrī, ir parādīta H-alfa emisija, visas pārējās Balmera līnijas un He I (pie 501,5 nm) absorbcijā, un a ļoti spēcīgs Ca II infrasarkanā starojuma trijnieks emisijā, apstiprinot, ka tas ir jauns zvaigžņu objekts. Objekts atrodas tumšā miglāja iekšpusē uz dienvidiem no Mon R2 asociācijas un, iespējams, ir saistīts ar to. Turklāt, arī šī tumšā miglāja iekšpusē, otrs objekts pie R.A. = 6h09m13s.70, dec. = -6o43’55 ”.6, kas sakrīt ar IRAS 06068-0643, dažu pēdējo gadu laikā ir mainījies no mag 15 līdz 20, atgādinot UX-Ori tipa objektus ar ļoti dziļu izbalēšanu. Arī šis otrais objekts atbalsta mainīgu komētas refleksijas miglāju, kas stiepjas uz ziemeļiem. Šī objekta spektrs parāda arī H-alfa un spēcīgo Ca II infrasarkano staru tripletu emisijā. ”
Redzams? Jā. Tu to zini. Un šeit ir plašā lauka rezultāti, ko uzņēmis Džo Brimacombe ...
“Mazāka notiekošās zvaigžņu veidošanās vieta Mon R2 molekulārajā mākonī ir objekti, kas saistīti ar GGD 16 un 17. Uz dienvidiem no GGD 17 T Tauri zvaigzne Bretz 4, iespējams, ir saistīta ar GGD objektu. Šī zvaigzne ir pētīta spektroskopiski un tika klasificēta kā K4 spektra tips ar 5. klases emisijas spektru. ” saka Kārpenters un Hodaps: “Infrasarkanā starojuma avots IRS 2 pozicionāli sakrīt ar Bretz 4, savukārt dziļāk iegultajam IRS 1 nav optiska ekvivalenta un tas atrodas starp GGD objektiem. Detalizēts optiskais pētījums parādīja, ka GGD 17 ir daļa no izliektas strūklas, kas stiepjas uz ziemeļiem no zvaigznes Bretz 4 un sastāv no HH 271 un, iespējams, arī HH 273. Nebulozitāte tuvu zvaigznei parāda tipisko izkliedētās gaismas morfoloģiju no aizplūdes dobuma sienas. . Iegultie infrasarkanie objekti un optiskās atstarošanas miglošanās GGD 16-17 vispārējā reģionā ir saistīti ar 850 um emisiju. ”
Iemūžiniet FUor… Tā var būt visneparastākā lieta, ko jūs jebkad esat izdarījis!
Liels paldies Džo Brimacombe par lieliskajiem attēliem un manas “FUor” zinātkāres modināšanu!
