Что тихо нарастает ночью и может быть взрывом для наблюдения? Попробуйте FUor… Эти звезды с основной аккрецией и фазами высокой главной яркости могут длиться всего несколько десятилетий, но демонстрируют экстремальные изменения в величине и спектральном типе за очень короткий период времени. Несмотря на то, что FU Orionis может быть прототипом, о котором вы знаете, многое еще можно узнать и еще больше наблюдать! Выйдите со мной в темноту и давайте посмотрим ...
Что мы знаем о звездах типа Ориониса FU, так это то, что они вспыхивают с резким переносом массы с аккреционного диска на молодую звезду типа T Таури с низкой массой. Само по себе это очень захватывающе, потому что почти половина звезд Т Таури имеет околозвездные или протопланетные диски. Они вполне могут быть предшественниками планетных систем, подобных нашей солнечной системе! Откуда мы знаем, что там есть диск? Попробуйте изменчивость. «Переменное околозвездное затухание указано как ответственное за заметные изменения, наблюдаемые в потоке звездного континуума, и за сопутствующие изменения характеристик излучения вследствие эффекта контраста. Комковатые структуры, включающие крупные пылинки и вращающиеся вокруг звезды в пределах нескольких десятых а.е., эпизодически затемняют звезду и, в конечном счете, часть внутренней околозвездной зоны, в то время как основная часть водородных линий, излучающих зону и внешнюю область ветра низкой плотности, прослеживается [OI] остаются неизменными. " говорит Э. Шизано (и др.): «В соответствии с этим сценарием обнаруженные изменения лучевой скорости также можно объяснить с помощью комковатых материалов, проходящих и частично скрывающих звезду».
В то время как скорость аккреции для FUor может варьироваться от 4 до 10 солнечных масс в год, а его извержения продолжаются до года или дольше, астрономы полагают, что вся их продолжительность жизни длится всего несколько десятилетий. Сама протозвезда также может ограничиваться в среднем от одного до двух извержений в год. «Яркость FUors увеличивается на несколько величин в течение одного-нескольких лет. В настоящее время предпочтительным объяснением этого увеличения яркости является резкое увеличение аккреции материала диска вокруг молодой звезды. Механизм, приводящий к этому увеличению аккреции, является предметом споров ». говорит С. Пфальцнер: «Скорость индуцированного аккреции, общий временной профиль аккреции, время затухания и, возможно, коэффициент бинарности, который мы получаем для аккреции, вызванной столкновением, очень хорошо согласуются с наблюдениями за FUors. Тем не менее, время нарастания в один год, наблюдаемое в некоторых FUors, трудно достичь в наших моделях, если материя не хранится где-то близко к звезде и затем высвобождается после того, как определенный предел массы нарушен. Самый серьезный аргумент против явления FUors, вызванного встречами, заключается в том, что большинство FUors находятся в средах с низкой звездной плотностью ».
Удивительно, но даже с учетом короткого промежутка времени, в течение которого существует FUor, никто никогда не видел одного отказа. «Кросс-корреляционный анализ показывает, что спектры FUor и FUor-подобны не соответствуют карликам позднего типа, гигантам или встроенным протозвездам. Кросскорреляции также показывают, что наблюдаемые источники энергии, подобные ФУ или НН, имеют спектры, которые практически аналогичны спектрам ФУ ». говорит Томас П. Грин (и др.): «Обе группы объектов также имеют схожие цвета, близкие к инфракрасному. Большие ширины линий и двухпиковый характер спектров FUor-подобных звезд согласуются с установленной моделью аккреционного диска для FUors, а также с их ближним инфракрасным цветом. Похоже, что молодые звезды с FUor-подобными характеристиками могут встречаться чаще, чем проецируются из относительно небольшого числа известных классических FUors ».
Насколько обычны и заметны эти необычные персонажи? Гораздо больше, чем вы думаете. Согласно Бо Рейпурту (и др.); «Первоначальный класс FUor был определен небольшим количеством (5-6) звезд предпоследней последовательности, которые, как наблюдали, прояснялись на 3-6 звездных величин в масштабах времени 1-10 лет. С тех пор класс был дополнен сопоставимым числом звезд, которые имеют спектры или САС, аналогичные классическим ФУ, но не наблюдали фотометрического поведения таким образом. Вполне вероятно, что явление FUor является повторяющимся, но совершенно не ясно, является ли оно свойством обычных таврических звезд, или же оно ограничено каким-то особенным меньшинством среди них. Важно, чтобы больше примеров было найдено и найдено быстро и в результате систематического поиска, а не случайно, как это было в прошлом. Цель состоит в том, чтобы на регулярной основе ежемесячно проверять все молекулярные облака в пределах примерно 2 кпк, которые лежат вдоль плоскости галактики и Пояса Гулда, на предмет слабых (или ранее невидимых) звезд, которые стали ярче на величину или более. Крайне важно, чтобы любые такие обнаружения как можно скорее отслеживались спектроскопически, чтобы отсеять нарушителей: вспыхивающие звезды, катаклизмы, Мирас и EXors (последние также являются основной последовательностью, но которые в отличие от FUors скоро возвращаются к своей первоначальной яркости уровень, обычно через год или меньше). Все эти объекты легко отличимы друг от друга даже при скромном спектроскопическом разрешении. Такое постоянное обследование также послужило бы для отслеживания развития FUors ».
Так что давайте делать танец FUor!
Согласно CBET 2033, опубликованному 21 ноября 2009 года Международным астрономическим союзом: «Открытие возможного извержения типа FU-Ori (см. Hartmann and Kenyon 1996, ARAA 34, 207) находится в R.A. = 6h09m19s.32, Decl. = -6o41’55 ”.4 (равноденствие 2000.0) и совпадает с источником инфракрасного излучения IRAS 06068-0641. Обнаруженный CRTS 10 ноября, он непрерывно становился ярче, по крайней мере, с начала 2005 года (когда он был не выше 14,8 на нефильтрованных изображениях ПЗС) до нынешней величины 12,6, и, возможно, может стать еще ярче. На недавних изображениях слабая кометная отражательная туманность видна на востоке. Спектр (диапазон 350-900 нм), полученный с помощью 1,5-метрового телескопа SMARTS в Серро-Тололо, 17 ноября, показывает H-альфа в излучении, все другие линии Бальмера и He I (при 501,5 нм) в поглощении, а также очень сильный инфракрасный триплет Ca II в излучении, подтверждая, что это молодой звездный объект. Объект находится внутри темной туманности к югу от ассоциации Mon R2 и, вероятно, связан с ней. Кроме того, также внутри этой темной туманности, второй объект в Р.А. = 6h09m13s.70, Decl. = -6o43’55 ”.6, совпадающий с IRAS 06068-0643, колебался в диапазоне от 15 до 20 в течение последних нескольких лет, напоминая объекты типа UX-Ori с очень глубокими замираниями. Кроме того, этот второй объект поддерживает переменную кометную отражательную туманность, простирающуюся на север. Спектр этого объекта также показывает H-альфа и сильный инфракрасный триплет Ca II в излучении ».
Видимый? Да. Ты знаешь это. И вот широкие полевые результаты, полученные Джо Бримакомбом ...
«Меньшим участком непрерывного звездообразования в молекулярном облаке Mon R2 являются объекты, связанные с GGD 16 и 17. К югу от GGD 17 звезда T Tauri Bretz 4, вероятно, связана с объектом GGD. Эта звезда была изучена спектроскопически и была классифицирована как спектральный тип K4 с эмиссионным спектром класса 5 ». говорит Карпентер и Ходап: «Инфракрасный источник IRS 2 позиционно совпадает с Bretz 4, в то время как более глубоко встроенный IRS 1 не имеет оптического аналога и лежит между объектами GGD. Детальное оптическое исследование показало, что GGD 17 является частью изогнутой струи, простирающейся к северу от звезды Bretz 4 и состоящей из HH 271 и, возможно, также HH 273. Туманность вблизи звезды показывает типичную морфологию рассеянного света от стенки полости оттока , Встроенные инфракрасные объекты и оптическая отражательная туманность в общей области 16-17 ГГД связаны с излучением на 850 мкм ».
Захватите FUor ... Это может быть самая необычная вещь, которую вы когда-либо делали!
Большое спасибо Джо Бримакомбу за потрясающие образы и пробуждение моего любопытства!
