Vad samlas tyst på natten och kan vara kul att observera? Prova en FUor... Dessa stjärnor med hög ackretion och hög ljusstyrka i fas före huvudsekvensen kanske bara håller i några decennier – men visar en extrem förändring i magnitud och spektraltyp på mycket kort tid. Även om FU Orionis kan vara prototypen du känner till, finns det mycket mer att lära och ännu mer att observera! Gå ut i mörkret med mig och låt oss ta en titt...
Vad vi hittills vet om stjärnor av FU Orionis-typ är att de blossar ut med abrupt massöverföring från en ansamlingsskiva till en ung stjärna av T Tauri-typ med låg massa. I och för sig är detta väldigt spännande eftersom nästan hälften av T Tauri-stjärnorna har cirkumstellära skivor eller protoplanetära skivor. Dessa kan mycket väl vara föregångare till planetsystem som liknar vårt eget solsystem! Hur vet vi att det finns en skiva där? Prova variabilitet. 'Variabel cirkumstellär utrotning pekas ut som ansvarig för de iögonfallande variationerna som observeras i stjärnans kontinuumflöde och för åtföljande förändringar i emissionsegenskaperna genom kontrasteffekt. Klumpiga strukturer, som innehåller stora dammkorn och kretsar runt stjärnan inom några tiondelar av AU, skymmer episodiskt stjärnan och, så småningom, en del av den inre cirkumstellära zonen, medan huvuddelen av vätelinjernas emitterande zon och yttre lågdensitetsvindområde spåras av [OI] förbli opåverkad.' säger E. Schisano (et al), 'Koherent med det här scenariot kan de detekterade radiella hastighetsförändringarna också förklaras i termer av klumpiga material som passerar och delvis skymmer stjärnan.'
Medan ansamlingshastigheterna för en FUor kan variera allt från 4 till 10 solmassor per år och dess utbrott varar upp till ett år eller längre, tror astronomer att hela deras livstid bara varar några decennier. Protostjärnan i sig kan också vara begränsad till att genomgå i genomsnitt ett till två utbrott varje år. 'Ljusstyrkan hos FUor ökar med flera magnituder inom ett till flera år. Den för närvarande gynnade förklaringen till denna ljusstyrkeökning är den av dramatiskt stigande ackretion från skivmaterialet runt en ung stjärna. Mekanismen som leder till denna ökning av tillväxten är en diskussionsfråga.' säger S. Pfalzner, 'De inducerade ackretionshastigheterna, den övergripande temporala ackretionsprofilen, sönderfallstiden och möjligen den binaritetshastighet vi får för mötesinducerad ackretion stämmer mycket väl överens med observationer av FUorer. Men stigtiden på ett år som observerats i vissa FUor är svår att uppnå i våra simuleringar om inte materien lagras någonstans nära stjärnan och sedan släpps efter att en viss massagräns har överskridits. Det allvarligaste argumentet mot att FUors-fenomenet orsakas av möten är att de flesta FUors finns i miljöer med låg stjärndensitet.'
Överraskande nog, även med tanke på den korta tidsperiod som en FUor existerar, har ingen någonsin sett en fas ut. 'En korskorrelationsanalys visar att FUor och FUor-liknande spektra inte överensstämmer med sen-typ dvärgar, jättar eller inbäddade protostjärnor. Korskorrelationerna visar också att de observerade FUor-liknande HH-energikällorna har spektra som väsentligen liknar de för FUor.' säger Thomas P. Greene (et al), 'Båda objektgrupperna har också liknande nära-infraröda färger. De stora linjebredderna och de dubbla topparna hos de FUor-liknande stjärnornas spektra överensstämmer med den etablerade modellen för ackretionskivor för FUorer, också i överensstämmelse med deras nära-infraröda färger. Det verkar som om unga stjärnor med FUor-liknande egenskaper kan vara vanligare än vad som beräknas från de relativt få kända klassiska FUorerna.'
Hur vanliga och observerbara är dessa ovanliga karaktärer? Mycket mer än du kanske tror. Enligt Bo Reipurth (et al); 'Den ursprungliga FUor-klassen definierades av ett litet antal (5-6) stjärnor före huvudsekvensen som hade observerats lysa upp med 3-6 magnituder på tidsskalor på 1-10 år. Klassen har sedan dess utökats med ett jämförbart antal stjärnor som har liknande spektra eller SEDs som de klassiska FUorerna, men som inte har observerats bete sig fotometriskt på det sättet. Det är troligt att FUor-fenomenet är återkommande, men det är inte alls klart om det är en egendom som delas av vanliga T Tauri-stjärnor eller om det är begränsat till en speciell minoritet bland dem. Det är viktigt att fler exempel hittas och hittas snabbt, och som ett resultat av systematiska sökningar snarare än av misstag som har varit fallet tidigare. Målet skulle vara att regelbundet varje månad undersöka alla molekylära moln inom cirka 2 kpc som ligger längs det galaktiska planet och Goulds bälte för svaga (eller tidigare osynliga) stjärnor som hade ljusnat upp med en magnitud eller mer. Det är viktigt att sådana detektioner följs upp spektroskopiskt så snart som möjligt, för att sålla bort interlopers: flare stjärnor, kataklysmiska variabler, Miras och EXor (de senare är också pre-huvudsekvens men som till skillnad från FUor snart återgår till sin ursprungliga ljusstyrka nivå, vanligtvis inom ett år eller mindre). Alla dessa objekt är lätt särskiljbara från varandra även vid blygsam spektroskopisk upplösning. En sådan pågående undersökning skulle också tjäna till att följa FUors utveckling.”
Så låt oss göra FUor-dansen!
IRAS 09068 641 FU Ori-objekt - Joe Brimacombe
Enligt CBET 2033 som släpptes den 21 november 2009 från International Astronomical Union: 'Upptäckten av ett möjligt utbrott av FU-Ori-typ (se Hartmann och Kenyon 1996, ARAA 34, 207) finns vid R.A. = 6h09m19s.32, dekl. = -6o41’55”.4 (dagjämning 2000.0), och sammanfaller med den infraröda källan IRAS 06068-0641. Upptäckt av CRTS den 10 november, har den kontinuerligt ljusnat från åtminstone början av 2005 (när den var mag 14,8 på ofiltrerade CCD-bilder) till nuvarande magnitud på 12,6, och kan möjligen bli ljusare ytterligare. På de senaste bilderna syns en svag kometreflektionsnebulosa i öster. Ett spektrum (intervall 350-900 nm), taget med SMARTS 1,5-m-teleskopet vid Cerro Tololo, den 17 november, visar H-alfa i emission, alla andra Balmer-linjer och He I (vid 501,5 nm) i absorption, och en mycket stark Ca II infraröd triplett i emission, vilket bekräftar att det är ett ungt stjärnobjekt. Objektet ligger inuti en mörk nebulosa söder om Mon R2-föreningen och är troligen relaterad till den. Dessutom, även inuti denna mörka nebulosa, finns ett andra föremål vid R.A. = 6h09m13s.70, Dekl. = -6o43’55”.6, som sammanfaller med IRAS 06068-0643, har varierat mellan mag 15 och 20 under de senaste åren, vilket påminner om UX-Ori-typ objekt med mycket djupa toningar. Detta andra objekt stöder också en variabel kometreflektionsnebulosa som sträcker sig mot norr. Spektrumet för detta objekt visar också H-alfa och den starka Ca II infraröda tripletten i emission.'
Synlig? Ja. Du vet det. Och här är de breda fältresultaten tagna av Joe Brimacombe...
IRAS 06068 641 FU Ori-typ widefield - Joe Brimacombe
'En mindre plats för pågående stjärnbildning i Mon R2-molnet är de objekt som är associerade med GGD 16 och 17. Söder om GGD 17 är T Tauri-stjärnan Bretz 4 troligen associerad med GGD-objektet. Denna stjärna har studerats spektroskopiskt och klassificerades av som en K4-spektraltyp med ett emissionsspektrum av klass 5.' säger Carpenter och Hodapp, 'Den infraröda källan IRS 2 är positionsmässigt sammanfallande med Bretz 4, medan den djupare inbäddade IRS 1 inte har någon optisk motsvarighet och ligger mellan GGD-objekten. En detaljerad optisk studie visade att GGD 17 är en del av en krökt stråle som sträcker sig norr om stjärnan Bretz 4 och består av HH 271, och möjligen även HH 273. Nebulositet nära stjärnan visar den typiska morfologin för spritt ljus från en utflödesvägg. . De inbäddade infraröda objekten och optisk reflektionsnebulositet i den allmänna GGD 16-17-regionen är associerad med 850 um-emission.'
Fånga en FUor... Det kan vara det mest ovanliga du någonsin gjort!
Stort tack till Joe Brimacombe för de fantastiska bilderna och för att väcka min 'FUor' nyfikenhet!