Τι αυξάνεται ήσυχα τη νύχτα και μπορεί να είναι μια έκρηξη που μπορεί να παρατηρηθεί; Δοκιμάστε ένα FUor… Αυτά τα αστέρια ακολουθίας υψηλής φάσης, υψηλής φάσης φωτεινότητας μπορεί να διαρκέσουν μόνο μερικές δεκαετίες - αλλά εμφανίζουν μια ακραία αλλαγή στο μέγεθος και τον φασματικό τύπο σε πολύ σύντομο χρονικό διάστημα. Ενώ το FU Orionis μπορεί να είναι το πρωτότυπο που γνωρίζετε, υπάρχουν πολλά περισσότερα να μάθετε και ακόμη περισσότερα να παρατηρήσετε! Βγείτε έξω στο σκοτάδι μαζί μου και ας ρίξουμε μια ματιά…
Αυτό που γνωρίζουμε μέχρι τώρα για τα αστέρια τύπου FU Orionis είναι ότι εκτοξεύονται με απότομη μαζική μεταφορά από έναν δίσκο προσαύξησης σε ένα νεαρό αστέρι τύπου T Tauri χαμηλής μάζας. Από μόνη της, αυτό είναι πολύ συναρπαστικό επειδή σχεδόν τα μισά αστέρια T Tauri έχουν περιστασιακούς δίσκους ή πρωτοπλανητικούς δίσκους. Αυτά θα μπορούσαν να είναι οι πρόδρομοι των πλανητικών συστημάτων παρόμοια με το δικό μας ηλιακό σύστημα! Πώς ξέρουμε ότι υπάρχει δίσκος εκεί; Δοκιμάστε τη μεταβλητότητα. «Η μεταβλητή περιστασιακή εξαφάνιση επισημαίνεται ως υπεύθυνη για τις εμφανείς διακυμάνσεις που παρατηρούνται στην αστρική συνεχή ροή και για ταυτόχρονες αλλαγές στα χαρακτηριστικά εκπομπών από το αποτέλεσμα αντίθεσης. Ακατάστατες δομές, που ενσωματώνουν μεγάλους κόκκους σκόνης και σε τροχιά γύρω από το αστέρι μέσα σε λίγα δέκατα του AU, αποκρύπτουν επεισόδια το αστέρι και, τελικά, μέρος της εσωτερικής περιστασιακής ζώνης, ενώ εντοπίστηκε το μεγαλύτερο μέρος της ζώνης υδρογόνου που εκπέμπει ζώνη και εξωτερική περιοχή χαμηλής πυκνότητας ανέμου από το [OI] παραμένουν ανεπηρέαστα. " λέει ο Ε. Schisano (et al), "Σύμφωνα με αυτό το σενάριο, οι ανιχνευόμενες αλλαγές ακτινικής ταχύτητας είναι επίσης εξηγήσιμες όσον αφορά τα αδέξια υλικά που διέρχονται και εν μέρει αποκρύπτουν το αστέρι."
Ενώ τα ποσοστά αύξησης για ένα FUor θα μπορούσαν να κυμαίνονται οπουδήποτε από 4 έως 10 ηλιακές μάζες ετησίως και οι εκρήξεις του διαρκούν έως και ένα χρόνο ή περισσότερο, οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι ολόκληρη η διάρκεια ζωής τους διαρκεί μόνο μερικές δεκαετίες. Το ίδιο το πρωτο-αστέρι μπορεί επίσης να περιορίζεται σε κατά μέσο όρο μία έως δύο εκρήξεις κάθε χρόνο. «Η φωτεινότητα των FUors αυξάνεται κατά αρκετά μεγέθη μέσα σε ένα έως αρκετά χρόνια. Η τρέχουσα προτιμώμενη εξήγηση για αυτήν την ενίσχυση της φωτεινότητας είναι αυτή της δραματικά αυξανόμενης αύξησης από το υλικό του δίσκου γύρω από ένα νεαρό αστέρι. Ο μηχανισμός που οδηγεί σε αυτήν την αύξηση της αύξησης είναι ένα σημείο συζήτησης. " λέει ο S. Pfalzner, «Οι επαγόμενοι ρυθμοί συσσώρευσης, το συνολικό χρονικό προφίλ αύξησης, ο χρόνος αποσύνθεσης και πιθανώς ο ρυθμός δυαδικότητας που λαμβάνουμε για επαύξηση που προκαλείται από συναντήσεις συμφωνούν πολύ καλά με τις παρατηρήσεις των FUors. Ωστόσο, ο χρόνος αύξησης ενός έτους που παρατηρείται σε ορισμένα FUors είναι δύσκολο να επιτευχθεί στις προσομοιώσεις μας, εκτός εάν η ύλη αποθηκεύεται κάπου κοντά στο αστέρι και στη συνέχεια απελευθερώνεται μετά την υπέρβαση ενός συγκεκριμένου ορίου μάζας. Το αυστηρότερο επιχείρημα κατά του φαινομένου FUors που προκαλείται από συναντήσεις είναι ότι τα περισσότερα FUors βρίσκονται σε περιβάλλοντα χαμηλής αστρικής πυκνότητας. "
Απροσδόκητα, ακόμη και δεδομένου του μικρού χρονικού διαστήματος στο οποίο υπάρχει ένα FUor, κανείς δεν έχει δει ποτέ μια φάση. «Μια ανάλυση διασταυρούμενης συσχέτισης δείχνει ότι τα φάσματα FUor και FUor δεν είναι συνεπή με νάνους, γίγαντες και ενσωματωμένα πρωτότυπα αργά τύπου. Οι διασταυρώσεις δείχνουν επίσης ότι οι παρατηρούμενες πηγές ενέργειας HH που μοιάζουν με FUor έχουν φάσματα που είναι ουσιαστικά παρόμοια με αυτά των FUors. " λέει ο Thomas P. Greene (et al), «Και οι δύο ομάδες αντικειμένων έχουν παρόμοια χρώματα σχεδόν υπέρυθρων. Τα μεγάλα πλάτη γραμμής και η διπλή κορυφή των φασμάτων των αστεριών που μοιάζουν με FUor συνάδουν με το καθιερωμένο μοντέλο δίσκου προσαύξησης για FUors, επίσης σύμφωνα με τα σχεδόν υπέρυθρα χρώματα τους. Φαίνεται ότι τα νεαρά αστέρια με χαρακτηριστικά τύπου FUor μπορεί να είναι πιο συνηθισμένα από ότι προβάλλονται από τα σχετικά λίγα γνωστά κλασικά FUors. "
Πόσο συνηθισμένοι και παρατηρήσιμοι είναι αυτοί οι ασυνήθιστοι χαρακτήρες; Πολύ περισσότερα από ό, τι νομίζετε. Σύμφωνα με τον Bo Reipurth (et al); «Η αρχική τάξη FUor καθορίστηκε από έναν μικρό αριθμό (5-6) από αστέρια ακολουθίας που είχαν παρατηρηθεί να φωτίζονται κατά 3-6 μεγέθη σε χρονικές κλίμακες 1-10 ετών. Το μάθημα από τότε έχει αυξηθεί από συγκρίσιμο αριθμό αστεριών που έχουν παρόμοια φάσματα ή SED με τα κλασικά FUors, αλλά δεν έχουν παρατηρηθεί ότι συμπεριφέρονται φωτομετρικά με αυτόν τον τρόπο. Είναι πιθανό ότι το φαινόμενο FUor είναι επαναλαμβανόμενο, αλλά δεν είναι καθόλου σαφές εάν πρόκειται για μια ιδιότητα που μοιράζονται τα συνηθισμένα αστέρια T Tauri, ή αν περιορίζεται σε μια ειδική μειονότητα μεταξύ τους. Είναι σημαντικό να βρεθούν περισσότερα παραδείγματα, και να βρεθούν αμέσως, και ως αποτέλεσμα της συστηματικής αναζήτησης και όχι τυχαία, όπως συνέβη στο παρελθόν. Ο στόχος θα ήταν να εξεταστούν, σε τακτική μηνιαία βάση, όλα τα μοριακά σύννεφα σε απόσταση περίπου 2 kpc που βρίσκονται κατά μήκος του γαλαξιακού επιπέδου και της ζώνης του Gould για εξασθενημένα (ή προηγουμένως αόρατα) αστέρια που είχαν φωτιστεί με μέγεθος ή περισσότερο. Είναι απαραίτητο να παρακολουθούνται αυτές οι ανιχνεύσεις φασματοσκοπικά το συντομότερο δυνατό, για να εξαλειφθούν τα interlopers: flare star, κατακλυσμικές μεταβλητές, Miras και EXors (οι τελευταίες είναι επίσης προ-κύρια ακολουθία, αλλά οι οποίες σε αντίθεση με τις FUors επιστρέφουν σύντομα στην αρχική τους φωτεινότητα επίπεδο, συνήθως σε ένα έτος ή λιγότερο). Όλα αυτά τα αντικείμενα διακρίνονται εύκολα μεταξύ τους, ακόμη και σε μέτρια φασματοσκοπική ανάλυση. Μια τέτοια συνεχιζόμενη έρευνα θα χρησιμεύσει επίσης για την παρακολούθηση της εξέλιξης των FUors ».
Ας κάνουμε λοιπόν το χορό FUor!
Σύμφωνα με το CBET 2033 που κυκλοφόρησε στις 21 Νοεμβρίου 2009 από τη Διεθνή Αστρονομική Ένωση: «Η ανακάλυψη πιθανής έκρηξης τύπου FU-Ori (βλ. Hartmann and Kenyon 1996, ARAA 34, 207) βρίσκεται στο R.A. = 6h09m19s.32, Δεκ. = -6o41'55 ".4 (equinox 2000.0) και συμπίπτει με την υπέρυθρη πηγή IRAS 06068-0641. Ανακαλύφθηκε από το CRTS στις 10 Νοεμβρίου, φωτίζεται συνεχώς τουλάχιστον από τις αρχές του 2005 (όταν ήταν 14.8 σε μη φιλτραρισμένες εικόνες CCD) έως το σημερινό μέγεθος 12,6, και πιθανόν να φωτίσει περαιτέρω. Στις πρόσφατες εικόνες, ένα αχνό νεφελώδες αντανακλαστικό είναι ορατό στα ανατολικά. Ένα φάσμα (εύρος 350-900 nm), που λήφθηκε με το τηλεσκόπιο SMARTS 1,5-m στο Cerro Tololo, στις 17 Νοεμβρίου, δείχνει H-άλφα σε εκπομπές, όλες τις άλλες γραμμές Balmer και He I (στα 501,5 nm) σε απορρόφηση και πολύ ισχυρή υπέρυθρη τριάδα Ca II σε εκπομπές, επιβεβαιώνοντας ότι είναι ένα νεαρό αστρικό αντικείμενο. Το αντικείμενο βρίσκεται μέσα σε ένα σκοτεινό νεφέλωμα στα νότια του συσχετισμού Mon R2 και πιθανότατα σχετίζεται με αυτό. Επιπλέον, επίσης μέσα σε αυτό το σκοτεινό νεφέλωμα, ένα δεύτερο αντικείμενο στο R.A. = 6h09m13s.70, Δεκ. = -6o43’55 ”.6, που συμπίπτει με το IRAS 06068-0643, κυμαίνεται μεταξύ 15 και 20 mag τα τελευταία χρόνια, που θυμίζει αντικείμενα τύπου UX-Ori με πολύ βαθιές ξεθωριάσεις. Επίσης, αυτό το δεύτερο αντικείμενο υποστηρίζει ένα μεταβλητό νεφέλωμα αντανάκλασης, που εκτείνεται στα βόρεια. Το φάσμα αυτού του αντικειμένου δείχνει επίσης H-άλφα και το ισχυρό υπέρυθρο τρίδυμο Ca II σε εκπομπές. "
Ορατός? Ναι. Το ξέρεις. Και εδώ είναι τα αποτελέσματα του ευρέος πεδίου, όπως πήρε ο Joe Brimacombe…
«Ένας μικρότερος ιστότοπος συνεχιζόμενου σχηματισμού άστρων στο μοριακό νέφος Mon R2 είναι τα αντικείμενα που σχετίζονται με το GGD 16 και 17. Στα νότια του GGD 17, το αστέρι T Tauri Bretz 4 σχετίζεται πιθανώς με το αντικείμενο GGD. Αυτό το αστέρι έχει μελετηθεί φασματοσκοπικά και ταξινομήθηκε ως φάσμα τύπου K4 με φάσμα εκπομπών κατηγορίας 5. " λέει ο Carpenter και ο Hodapp, «Η υπέρυθρη πηγή IRS 2 συμπίπτει με τη θέση του Bretz 4, ενώ το πιο βαθιά ενσωματωμένο IRS 1 δεν έχει οπτικό αντίστοιχο και βρίσκεται μεταξύ των αντικειμένων GGD. Μια λεπτομερής οπτική μελέτη έδειξε ότι το GGD 17 είναι μέρος ενός καμπύλου πίδακα που εκτείνεται βόρεια του αστεριού Bretz 4 και αποτελείται από HH 271, και πιθανώς επίσης HH 273. Το νεφέλωμα κοντά στο αστέρι δείχνει την τυπική μορφολογία του διάσπαρτου φωτός από ένα τοίχωμα κοιλότητας εκροής . Τα ενσωματωμένα υπέρυθρα αντικείμενα και η νεφελώδης οπτική αντανάκλαση στη γενική περιοχή GGD 16-17 σχετίζεται με εκπομπές 850 um. "
Καταγράψτε ένα FUor… Μπορεί να είναι το πιο ασυνήθιστο πράγμα που έχετε κάνει ποτέ!
Ευχαριστώ πολύ τον Joe Brimacombe για τις υπέροχες εικόνες και το ξύπνημα της περιέργειάς μου!
