Geceleri sessizce ne birikir ve gözlemlemek için bir patlama olabilir? Bir FUor deneyin… Bu yüksek toplanma, yüksek parlaklık fazı ana-ana dizi yıldızları sadece birkaç on yıl sürebilir - ancak çok kısa bir sürede büyüklük ve spektral tipte aşırı bir değişiklik gösterir. FU Orionis, bildiğiniz prototip olsa da, öğrenilecek daha çok şey ve gözlemleyecek daha çok şey var! Benimle karanlıkta dışarı çıkın ve bir göz atalım…
FU Orionis tipi yıldızlar hakkında şimdiye kadar bildiğimiz şey, bir biriktirme diskinden genç, düşük kütleli T Tauri tipi bir yıldıza ani bir kütle transferi ile parlamalarıdır. Kendi başına, bu çok heyecan vericidir, çünkü T Tauri yıldızlarının neredeyse yarısının çember diskleri veya protoplanetary diskleri vardır. Bunlar, kendi güneş sistemimize benzer gezegen sistemlerinin öncüleri olabilir! Orada bir disk olduğunu nereden biliyoruz? Değişkenliği deneyin. “Değişken dairesel halkaların yok olması, yıldız sürekli akış akısında göze çarpan varyasyonlardan ve kontrast etkisi ile emisyon özelliklerinde eşlik eden değişikliklerden sorumlu olarak belirtilmektedir. Büyük toz taneleri içeren ve yıldızın AU'nun onda biri içinde yörüngede toplanan beceriksiz yapılar, epizodik olarak yıldızı ve nihayetinde iç çevresel bölgenin bir kısmını gizlerken, hidrojen çizgilerinin yayan bölgenin ve dış düşük yoğunluklu rüzgar bölgesinin izini sürdü [OI] tarafından etkilenmeden kalır. ” E. Schisano (ve ark.), “Bu senaryo ile uyumlu olarak, tespit edilen radyal hız değişiklikleri, yıldızdan geçen ve kısmen gizleyen topaklı maddeler açısından da açıklanabilir.”
Bir FUor için birikim oranları yılda 4 ila 10 güneş kütlesi arasında değişebilir ve patlamaları bir yıl veya daha uzun süre dayanırken, gökbilimciler tüm yaşamlarının sadece birkaç on yıl sürdüğüne inanırlar. Proto-star'ın kendisi de her yıl ortalama bir ila iki patlama yapmakla sınırlı olabilir. “FUOR'ların parlaklığı bir ila birkaç yıl içinde birkaç kat artar. Bu parlaklık artışı için şu anda tercih edilen açıklama, disk malzemesinden genç bir yıldızın etrafında artan bir artışdır. Bu birikim artışına yol açan mekanizma bir tartışma konusudur. ” S. Pfalzner, “İndüklenen toplanma oranları, genel zamansal toplanma profili, bozulma süresi ve muhtemelen karşılaşma kaynaklı toplanma için elde ettiğimiz ikili oran FUors gözlemleri ile çok iyi uyuyor. Bununla birlikte, madde yıldıza yakın bir yerde saklanmadıkça ve daha sonra belirli bir kütle sınırı aşıldıktan sonra serbest bırakılmadığı sürece, bazı FUors'ta gözlemlenen bir yıllık yükselme süresine simülasyonlarımızda ulaşmak zordur. Karşılaşmalar nedeniyle ortaya çıkan FUors fenomenine karşı en ciddi argüman, çoğu FUor'un düşük yıldız yoğunluğuna sahip ortamlarda bulunmasıdır. ”
Şaşırtıcı bir şekilde, bir FUor'un bulunduğu kısa süre göz önüne alındığında, hiç kimse bir aşamada görmedi. “Çapraz korelasyon analizi, FUor ve FUor benzeri spektrumların geç tip cüceler, devler veya gömülü protostarlarla tutarlı olmadığını göstermektedir. Çapraz korelasyonlar ayrıca, gözlemlenen FUor benzeri HH enerji kaynaklarının FUors'unkilere oldukça benzeyen spektrumlara sahip olduğunu göstermektedir. ” Thomas P. Greene (ve ark.), “Her iki nesne grubu da benzer kızılötesine yakın renklere sahiptir. FUor benzeri yıldızların spektrumlarının geniş çizgi genişlikleri ve çift tepe noktası doğası, FUors için yerleşik toplanma diski modeliyle ve aynı zamanda yakın kızılötesi renkleriyle de tutarlıdır. Görünüşe göre, FUor benzeri özelliklere sahip genç yıldızlar, nispeten az bilinen klasik FUor'lardan tahmin edilenden daha yaygın olabilir. ”
Bu olağandışı karakterler ne kadar yaygın ve gözlemlenebilir? Düşündüğünüzden çok daha fazlası. Bo Reipurth'a (et al) göre; “Orijinal FUor sınıfı, 1-10 yıllık zaman ölçeklerinde 3-6 büyüklükte parladığı gözlemlenen az sayıda (5-6) ana öncesi dizi yıldızla tanımlandı. Sınıf, o zamandan beri klasik FUOR'lara benzer spektrumlara veya SED'lere sahip olan ancak fotometrik olarak bu şekilde davrandığı gözlemlenemeyen sayıda yıldızla artırılmıştır. FUor fenomeninin tekrarlayıcı olması muhtemeldir, ancak sıradan T Tauri yıldızları tarafından paylaşılan bir mülk olup olmadığı veya aralarındaki özel bir azınlıkla sınırlı olup olmadığı hiç de net değildir. Geçmişte olduğu gibi kazayla değil, daha fazla örneğin bulunması ve hemen bulunması ve sistematik aramanın bir sonucu olması önemlidir. Amaç, düzenli olarak aylık bazda, galaktik düzlem boyunca uzanan yaklaşık 2 kpc içindeki tüm moleküler bulutları ve Gould'un Kemerini bir büyüklük veya daha fazla aydınlatılan zayıf (veya daha önce görünmez) yıldızlar için incelemek olacaktır. Bu tür tespitlerin mümkün olduğunca çabuk, interloper'ları ayıklamak için spektroskopik olarak takip edilmesi önemlidir: parlama yıldızları, felaket değişkenleri, Miras ve EXors (ikincisi de ana öncesi dizidir, ancak FUors'ın aksine yakında orijinal parlaklığına geri döner. genellikle bir yıl veya daha kısa sürede). Tüm bu nesneler mütevazı spektroskopik çözünürlükte bile birbirinden kolayca ayırt edilebilir. Böyle devam etmekte olan bir anket de FUors'un gelişimini takip etmeye hizmet edecektir. ”
Öyleyse FUor dansı yapalım!
21 Kasım 2009'da Uluslararası Astronomi Birliği'nden yayınlanan CBET 2033'e göre: “Olası bir FU-Ori-tipi patlamanın keşfi (bkz. Hartmann ve Kenyon 1996, ARAA 34, 207) R.A. = 6s09dak19s.32, Decl. = -6o41’55 ”.4 (equinox 2000.0) ve kızılötesi kaynak IRAS 06068-0641 ile çakışıyor. CRTS tarafından 10 Kasım'da keşfedildi, en azından 2005'in başından (filtrelenmemiş CCD görüntülerinde mag 14.8 olduğu zaman) 12,6'lık mevcut büyüklüğe kadar sürekli olarak parlıyor ve muhtemelen daha da parlak olabilir. Son görüntülerde, doğudan hafif bir gelecekteki yansıma bulutsusu görülebilir. 17 Kasım'da Cerro Tololo'da SMARTS 1.5 m teleskopla alınan bir spektrum (aralık 350-900 nm), emisyonda H-alfa, diğer tüm Balmer çizgilerini ve absorpsiyonda He I'yi (501.5 nm'de) ve emisyonda çok güçlü Ca II kızılötesi üçlü, genç bir yıldız nesnesidir. Nesne, Mon R2 birliğinin güneyindeki karanlık bir bulutsunun içinde yer alır ve muhtemelen onunla ilişkilidir. Ek olarak, bu karanlık bulutsunun içinde, R.A.'da ikinci bir nesne. = 6h09m13s.70, Decl. = -6o43’55 ”.6, IRAS 06068-0643 ile çakışan, son birkaç yıl içinde mag 15 ile 20 arasında değişiyor ve UX-Ori tipi nesneleri çok derin soluklukları anımsatıyor. Ayrıca, bu ikinci nesne kuzeye uzanan değişken bir geleceğe yönelik yansıma bulutsusunu destekler. Bu nesnenin spektrumu ayrıca H-alfa ve emisyondaki güçlü Ca II kızılötesi üçlüsünü gösterir. ”
Gözle görülür? Evet. Biliyorsun. Joe Brimacombe'un aldığı geniş saha sonuçları ...
“Mon R2 moleküler bulutunda devam eden yıldız oluşumunun daha küçük bir bölgesi GGD 16 ve 17 ile ilişkili nesnelerdir. GGD 17'nin güneyinde, T Tauri yıldızı Bretz 4 muhtemelen GGD nesnesiyle ilişkilidir. Bu yıldız spektroskopik olarak incelenmiş ve sınıf 5 emisyon spektrumuna sahip bir K4 spektral tipi olarak sınıflandırılmıştır. ” Carpenter ve Hodapp, “Kızılötesi kaynak IRS 2, Bretz 4 ile konumsal olarak çakışırken, daha derin gömülü IRS 1'in optik karşılığı yoktur ve GGD nesneleri arasında yer alır. Ayrıntılı bir optik çalışma, GGD 17'nin yıldız Bretz 4'ün kuzeyine uzanan ve HH 271'den ve muhtemelen HH 273'ten oluşan kavisli bir jetin parçası olduğunu gösterdi. Yıldıza yakın bulutsulaşma, bir çıkış akışı boşluk duvarından dağılmış ışığın tipik morfolojisini gösterir. . Genel GGD 16-17 bölgesindeki gömülü kızılötesi nesneler ve optik yansıma nebulositesi 850 um emisyonla ilişkilidir. ”
FUor'u Yakala… Bu şimdiye kadar yapmış olduğunuz en sıra dışı şey olabilir!
Muhteşem görüntüler ve 'FUor' merakımı uyandırdığı için Joe Brimacombe'a çok teşekkürler!
