Mikä hiekkaa yöllä hiljaa ja voi olla räjähdys tarkkailtava? Kokeile FUoria… Nämä korkean akryyttisyyden, suuren kirkkauden vaiheen pääpääsekvenssin tähdet saattavat kestää vain muutaman vuosikymmenen - mutta ne osoittavat äärimmäisen voimakkuuden ja spektrin tyypin muutoksen hyvin lyhyessä ajassa. Vaikka FU Orionis voi olla prototyyppi, josta tunnet, siellä on vielä paljon opittavaa ja vielä enemmän tarkkailtavaa! Astu ulos pimeässä kanssani ja katsotaanpa ...
Mitä me tähän mennessä tiedämme FU Orionis -tyyppisistä tähtiistä, ovat ne leimahtamassa äkillisellä massan siirtymisellä lisäyslevystä nuorelle, pienen massan T Tauri -tyyppiselle tähdelle. Tämä on sinänsä erittäin mielenkiintoista, koska melkein puolella T Tauri-tähtiä on ympyrä- tai protoplanetaarisia levyjä. Nämä voisivat hyvinkin olla oman aurinkokuntamme kaltaisten planeettajärjestelmien edelläkävijöitä! Mistä tiedämme, että siellä on levy? Kokeile vaihtelevuutta. ”Vaihteleva ympäröivän sukupuuton on todettu olevan vastuussa tähtien jatkuvavuon havaitsemista näkyvistä muutoksista ja samanaikaisista muutoksista päästöominaisuuksissa kontrastiefektin vaikutuksesta. Rymppyt rakenteet, joissa on suuria pölyjyviä ja kiertävät tähteä muutaman kymmenesosan AU: n sisällä, peittävät episodisesti tähden ja lopulta osan sisäisestä ympyrätason vyöhykkeestä, kun taas suurin osa vetyjohtojen päästövyöhykkeestä ja ulkoisesta pientiheyksisestä tuulialueesta ovat jäljitettävissä. mukaan [OI] pysyvät muuttumattomina. " sanoo E. Schisano (et al.), "Yhdessä tämän skenaarion kanssa havaitut säteittäisnopeuden muutokset ovat selitettävissä myös tähtien läpi kulkevien ja osittain hämärtävien kömpelien materiaalien suhteen."
Vaikka FUorin lisäysaste voi vaihdella välillä 4-10 aurinkovoimasta vuodessa ja sen purkaukset kestävät jopa vuoden tai pidempään, tähtitieteilijät uskovat koko elinajansa olevan vain muutama vuosikymmen. Itse päätähti voi myös olla rajattu keskimäärin yhdestä kahteen purkaukseen vuodessa. ”FUorsin kirkkaus kasvaa useita kertoja yhden tai useamman vuoden sisällä. Tällä hetkellä suosittu selitys tälle kirkkauden lisäämiselle on dramaattisesti nouseva lisääntyminen levymateriaalista nuoren tähden ympärillä. Tähän lisäyksen lisäämiseen johtava mekanismi on keskustelun aihe. ” S. Pfalzner sanoo, ”Indusoidut lisääntymisnopeudet, yleinen ajallinen lisääntymisprofiili, hajoamisaika ja mahdollisesti binaarisuusaste, jonka saamme kohtaamisen aiheuttamasta lisäyksestä, ovat erittäin sopusoinnussa FUorsin havaintojen kanssa. Joissakin FUoreissa havaittua yhden vuoden nousuaikaa on kuitenkin vaikea saavuttaa simulaatioissamme, ellei ainetta varastoida jonnekin lähellä tähteä ja vapautetaan sitten tietyn massarajan ylittymisen jälkeen. Tärkein väite kohtaamisten aiheuttamalle FUors-ilmiölle on se, että suurin osa FUoreista löytyy ympäristöistä, joissa on alhainen tähtitiheys. "
Yllättäen kyllä, vaikka otetaan huomioon lyhyt aika, jonka sisällä FUor on olemassa, kukaan ei ole koskaan nähnyt yhtä vaiheesta poistumista. ”Ristiinkorrelaatioanalyysi osoittaa, että FUor- ja FUor-kaltaiset spektrit eivät ole yhdenmukaisia myöhäisen tyyppisten kääpiöiden, jättiläisten tai upotettujen prototähteiden kanssa. Ristiinkorrelaatiot osoittavat myös, että havaittujen FUorin kaltaisten HH-energialähteiden spektrit ovat olennaisilta osiltaan samanlaiset kuin FUorsin. " sanoo Thomas P. Greene (et al.), ”Molemmilla kohderyhmillä on myös samanlaiset lähi-infrapunavärit. FUor-tyyppisten tähtien suuret viivaleveydet ja kaksinkertainen huippuluonne ovat yhdenmukaisia FUors-yksiköiden vakiintuneen lisäyslevymallin kanssa, samoin niiden läheisten infrapunavärien kanssa. Näyttää siltä, että nuoret tähdet, joilla on FUor-kaltaisia ominaisuuksia, voivat olla yleisempiä kuin suhteellisen harvoista tunnetuista klassisista FUorsista heijastettu. "
Kuinka yleisiä ja havaittavissa nämä epätavalliset hahmot ovat? Paljon enemmän kuin voisi luulla. Bo Reipurthin (et ai.) Mukaan; ”Alkuperäinen FUor-luokka määritettiin pienellä määrällä (5-6) pääjärjestyksen edeltäviä tähtiä, joiden oli havaittu kirkkauttavan 3–6 voimakkuudella 1–10-vuoden aika-asteikolla. Luokkaa on sittemmin täydennetty vertailukelpoisella määrä tähtiä, joilla on samanlaiset spektrit tai SED kuin klassisilla FUors, mutta joiden ei ole havaittu käyttäytyvän fotometrisesti tällä tavalla. On todennäköistä, että FUor-ilmiö toistuu, mutta ei ole lainkaan selvää, onko kyse tavallisten T Tauri -tähtien yhteiskäytöstä vai rajoittuuko se vain erityiseen vähemmistöön heidän joukossaan. On tärkeää, että löydetään lisää esimerkkejä ja löydetään nopeasti, järjestelmällisen etsinnän tuloksena eikä vahingossa, kuten aiemmin on tapahtunut. Tavoitteena olisi tutkia säännöllisesti kuukausittain kaikkia molekyylipilviä noin 2 kt: n säteellä, jotka sijaitsevat pitkin galaktista tasoa ja Gouldin vyötä, heikkojen (tai aiemmin näkymättömien) tähtien varalta, jotka ovat kirkkautuneet suurennuksella tai enemmän. On välttämätöntä, että tällaisia havaintoja seurataan spektroskooppisesti niin pian kuin mahdollista, jotta poistetaan interloperit: soihdutustähdet, kataklysmiset muuttujat, Miras ja EXors (jälkimmäiset ovat myös pääpääsekvenssi, mutta jotka toisin kuin FUors palaavat pian alkuperäiseen kirkkauteensa) tasolla, yleensä vuodessa tai vähemmän). Kaikki nämä esineet ovat helposti erotettavissa toisistaan jopa vaatimattomalla spektroskopisella resoluutiolla. Tällainen käynnissä oleva tutkimus palvelee myös FUorsin kehityksen seuraamista. ”
Joten tehdään FUor-tanssi!
Kansainvälisestä tähtitieteellisestä liitosta 21. marraskuuta 2009 julkaistun CBET 2033: n mukaan ”Mahdollisen FU-Ori-tyyppisen purkauksen löytö (katso Hartmann ja Kenyon 1996, ARAA 34, 207) sijaitsee osoitteessa R.A. = 6h09m19s.32, Decl. = -6o41’55 ”.4 (equinox 2000.0), ja vastaavat infrapunalähteen IRAS 06068-0641. CRTS: n 10. marraskuuta löytämä se on kirkastunut jatkuvasti ainakin vuoden 2005 alusta (kun se oli mag 14,8 suodattamattomissa CCD-kuvissa) nykyiseen 12,6: n voimakkuuteen ja saattaa mahdollisesti kirkastaa entisestään. Viimeaikaisissa kuvissa heikko komeettaheijastus nebula on näkyvissä itään. Spektri (alue 350-900 nm), otettuna SMARTS-1,5-metrisella teleskoopilla Cerro Tololossa, 17. marraskuuta, osoittaa H-alfan emissioissa, kaikissa muissa Balmer-viivoissa ja He I: ssä (aallonpituudella 501,5 nm) absorptiossa, ja erittäin vahva Ca II -infrapunakolmio säteilyssä, mikä vahvistaa sen olevan nuori tähtiesine. Kohde sijaitsee tumman sumun sisällä Mon R2 -yhteisön eteläpuolella ja liittyy todennäköisesti siihen. Lisäksi myös tämän tumman sumun sisällä toinen esine R.A. = 6h09m13s.70, Decl. = -6o43’55 ”.6, samanaikaisesti IRAS 06068-0643: n kanssa, on vaihdellut mag 15 - 20 välillä viime vuosina, muistuttaen UX-Ori-tyyppisiä esineitä, joilla on erittäin syvät haalistukset. Lisäksi tämä toinen objekti tukee muuttuvaa komeetan heijastusmakaa, joka ulottuu pohjoiseen. Tämän esineen spektrissä näkyy myös H-alfa ja vahva Ca II -infrapunakolmio säteilyssä. "
Näkyvä? Joo. Sinä tiedät sen. Ja täällä ovat laajakentätulokset, kuten Joe Brimacombe on ottanut…
”Pienempi käynnissä oleva tähdenmuodostuksen paikka Mon R2 -molekyylipilvessä ovat GGD 16: een ja 17 liittyviä esineitä. GGD 17: stä etelään T Tauri-tähti Bretz 4 liittyy todennäköisesti GGD-esineeseen. Tätä tähteä on tutkittu spektroskooppisesti ja se luokiteltiin K4-spektrityypiksi luokan 5 päästöspektrillä. " Carpenter ja Hodapp sanovat: ”IRS 2 -lähteen infrapunalähde on paikallaan samanlainen kuin Bretz 4, kun taas syvemmälle upotetulla IRS 1: llä ei ole optista vastinetta ja se on GGD-objektien välissä. Yksityiskohtainen optinen tutkimus osoitti, että GGD 17 on osa kaarevasta suihkusta, joka ulottuu tähden Bretz 4 pohjoispuolella ja koostuu HH 271: stä ja mahdollisesti myös HH 273: sta. . Sulautetut infrapunaobjektit ja optisen heijastuksen epäsumuisuus yleisessä GGD 16-17 -alueessa liittyvät 850 um: n säteilyyn. "
Kaappaa FUor… Se voi olla epätavallisin asia mitä olet koskaan tehnyt!
Kiitos Joe Brimacombe mahtavista kuvista ja FUor-uteliaisuutesi herättämisestä!
