Mis akreteerub öösel vaikselt ja mida on võimalik jälgida? Proovige FUor-i ... Need ülitähtsad ja suure heledusega faasid põhijärjestuse eelsetel tähtedel võivad kesta vaid paarkümmend aastat, kuid nende suurus ja spektritüüp muutuvad väga lühikese aja jooksul äärmiselt kiiresti. Ehkki FU Orionis võib olla prototüüp, millest teate, on veel palju õppida ja veel rohkem jälgida! Astuge minuga pimedas välja ja vaatame üle ...
Mida me seni FU Orionise tüüpi tähtedest teame, on see, et need põlevad järsult massi ülekandumisel akretsiooniketaselt noorele väikese massiga Ta Tauri tüüpi tähekesele. Iseenesest on see väga põnev, sest peaaegu pooltel T Tauri tähtedest on ümmargused või protoplanetaarsed kettad. Need võivad väga hästi olla meie enda päikesesüsteemiga sarnaste planeedisüsteemide eelkäijad! Kuidas me teame, et seal on plaat? Proovige varieeruvust. Varieeruv ümmargune väljasuremine on vastutav tähe pidevvoo täheldatud silmnähtavate muutuste ja emissioonifunktsioonide samaaegsete muutuste eest kontrastsuse efekti eest. Kobarad struktuurid, mis hõlmavad suuri tolmuosakesi ja tiirlevad tähe lähedal mõnekümnes AU-s, varjavad episoodiliselt tähte ja lõpuks osa sisemisest ümmarguse tsooni, samas kui suurem osa vesiniku jooni eraldavast tsoonist ja välimisest madala tihedusega tuulepiirkonnast on jälgitavad [OI] poolt mõjutatud. " ütleb E. Schisano (jt), "samaaegselt selle stsenaariumiga on tuvastatud radiaalse kiiruse muutused seletatavad ka tähe transiidiks ja osaliselt varjamiseks mõeldud kohmakate materjalidega."
Kui FUori akumuleerumise määr võib ulatuda vahemikku 4-10 päikesemassi aastas ja selle pursked kestavad kuni aasta või kauem, usuvad astronoomid, et kogu nende eluaeg kestab vaid paarkümmend aastat. Protäht ise võib piirduda ka keskmiselt ühe kuni kahe purse läbimisega igal aastal. „FUooride heledus suureneb ühe kuni mitme aasta jooksul mitme suurusjärgu võrra. Selle heleduse suurendamise praegu soositud seletus on plaadi materjalist dramaatiliselt tõusev hõng noore tähe ümber. Selle akrediteerimise suurendamise mehhanism on arutelupunkt. ” ütleb S. Pfalzner, „indutseeritud akretsioonimäärad, üldine ajalise akretsiooniprofiil, kõdunemisaeg ja võimalik, et binaarsuse määr, mille saadame kohtumistest põhjustatud akrediteerimise osas, on FUorsi tähelepanekutega väga hästi nõus. Mõnes FUooris täheldatud üheaastast tõusuaega on meie simulatsioonides siiski keeruline saavutada, kui ainet ei hoita kuskil tähe lähedal ja see vabastatakse siis, kui teatud massipiir on ületatud. Karmim argument kohtumistest põhjustatud FUorsi nähtuse vastu on see, et enamik FUoore leidub madala tähetihedusega keskkonnas. "
Üllataval kombel pole keegi isegi FUori olemasolust lühikese aja jooksul kunagi ühte järku loobunud. Ristkorrelatsioonianalüüs näitab, et FUori ja FUori-sarnased spektrid ei ole hiliset tüüpi kääbuste, hiiglaste ega manustatud protostaaridega kooskõlas. Ristkorrelatsioonid näitavad ka, et vaadeldud FUori-sarnaste HH-energiaallikate spektrid on sisuliselt sarnased FUors-i spektritega. ” ütleb Thomas P. Greene (jt): “Mõlemal objektigrupil on ka sarnased infrapunavärvid. FUori-sarnaste tähtede spektrite suured joonelaiused ja topelttippus on kooskõlas FUors-i jaoks loodud akretsioonkettaketta mudeliga, samuti nende lähi-infrapuna värvidega. Näib, et FUorilaadsete omadustega noored tähed võivad olla tavalisemad, kui projitseerida suhteliselt vähestest teadaolevatest klassikalistest FUooridest. "
Kui tavalised ja jälgitavad on need ebaharilikud tegelased? Palju rohkem, kui võite arvata. Bo Reipurthi (et al) sõnul; „Algse FUori klassi määratles väike arv (5-6) peamise eeljärjestuse tähti, mis olid 1–10-aastaste skaalade puhul täheldatud helendavat 3–6 magnituudiga. Klassi on sellest ajast alates suurendatud võrreldava arvu tähtedega, millel on klassikalise FUoriga sarnased spektrid või SED, kuid mille puhul fotomeetriliselt sellisel viisil käituda ei ole täheldatud. On tõenäoline, et FUori fenomen on korduv, kuid pole üldse selge, kas tegemist on tavaliste T Tauri tähtede ühiskasutatava omadusega või piirdub see nende seas erilise vähemusega. On oluline, et leitaks rohkem näiteid ja need leitaks kohe, süstemaatilise otsingu tulemusel, mitte juhuslikult, nagu on olnud varem. Eesmärk oleks uurida regulaarselt igakuiselt kõiki umbes 2 kpc täpsusega molekulaarpilvi, mis asuvad piki galaktilist tasapinda ja Gouldi vööt, et näha nõrku (või varem nähtamatuid) tähti, mis on heledanud vähemalt suurusjärgu võrra. On oluline, et sellistele tuvastamistele järgneks võimalikult kiiresti spektroskoopiline jälgimine, et rühmitada välja blokeerijad: põletatud tähed, kataklüsmilised muutujad, Miras ja EXors (viimased on samuti põhieelne järjestus, kuid mis erinevalt FUorsest naasevad varsti oma algsesse heledusse tase, tavaliselt aasta või vähem). Kõik need objektid on üksteisest kergesti eristatavad isegi tagasihoidliku spektroskoopilise eraldusvõime korral. Selline käimasolev uuring aitaks jälgida ka FUorsi arengut. ”
Teeme siis FUori tantsu!
Rahvusvahelise Astronoomiaühingu poolt 21. novembril 2009 välja antud CBET 2033 kohaselt: “Võimaliku FU-Ori tüüpi purse avastamine (vt Hartmann ja Kenyon 1996, ARAA 34, 207) asub R.A. = 6h09m19s.32, dets. = -6o41’55 ”.4 (pööripäev 2000.0) ja langeb kokku infrapunaallikaga IRAS 06068-0641. CRTS-i poolt 10. novembril avastanud, on see vähemalt alates 2005. aasta algusest (kui filtreerimata CCD piltidel oli magnetiline väärtus 14,8) pidevalt helendanud praegusele suurusjärgule 12,6 ja võib veelgi heledamaks muutuda. Viimastel piltidel on ida poole nähtav nõrk komeetiline peegelduse udukogu. Cerro Tololos 17. novembril SMARTSi 1,5-meetrise teleskoobiga võetud spekter (vahemik 350–900 nm) näitab H-alfa emissiooni, kõiki teisi Balmeri jooni ja He I (lainepikkusel 501,5 nm) neeldumist ning a emissioonis väga tugev Ca II infrapuna kolmik, mis kinnitab, et see on noor täheobjekt. Objekt asub Mon R2 assotsiatsioonist lõunas asuvas pimedas udus ja on tõenäoliselt sellega seotud. Lisaks, ka selle tumeda udukogu sees, teine objekt R.A. = 6h09m13s.70, dets. = -6o43’55 ”.6, mis langeb kokku IRAS-ga 06068-0643, on viimastel aastatel varieerunud vahemikus mag 15 kuni 20, meenutades UX-Ori tüüpi esemeid, millel on väga sügavad tuhmumised. Ka see teine objekt toetab muutuvat komeetilise peegelduse udukogu, mis ulatub põhja poole. Selle objekti spekter näitab ka H-alfa ja tugevat Ca II infrapuna kolmikut emissioonis. ”
Nähtav? Jah. Sa tead seda. Ja siin on Joe Brimacombe tehtud laia tulemuse tulemused ...
„Mon R2 molekulaarpilves toimuva tähe moodustumise väiksem koht on GGD 16 ja 17-ga seotud objektid. GGD-st 17 lõuna pool on T-Tauri täht Bretz 4 tõenäoliselt seotud GGD-objektiga. Seda tähte on uuritud spektroskoopiliselt ja see klassifitseeriti K4 spektritüübiks klassi 5 emissioonispektriga. ” ütles Carpenter ja Hodapp, “infrapunaallikas IRS 2 langeb positsioneeritult kokku Bretz 4-ga, samal ajal kui sügavamalt manustatud IRS 1-l pole optilist vastaspoolt ja see asub GGD-objektide vahel. Üksikasjalik optiline uuring näitas, et GGD 17 on osa kõverjoast, mis ulatub tähest Bretz 4 põhja poole ja koosneb HH 271 ja võib-olla ka HH 273. Tähe lähedal olev hägusus näitab väljavoolu õõnsuse seinast hajutatud valguse tüüpilist morfoloogiat. . Manustatud infrapunaobjektid ja optilise peegelduse hägusus üldises GGD 16-17 piirkonnas on seotud 850 um emissiooniga. "
Jäädvustage FUor ... See võib olla kõige ebatavalisem asi, mida olete kunagi teinud!
Suur tänu Joe Brimacombele fantastiliste piltide ja minu 'FUor' uudishimu äratamise eest!
