Những gì bồi đắp lặng lẽ trong đêm và có thể là một vụ nổ để quan sát? Hãy thử một NHIỀU LỚN Những ngôi sao trình tự tiền pha pha chính có độ chói cao này có thể chỉ tồn tại trong một vài thập kỷ - nhưng hiển thị một sự thay đổi cực độ về cường độ và loại quang phổ trong một khoảng thời gian rất ngắn. Trong khi FU Orionis có thể là nguyên mẫu mà bạn biết, thì có rất nhiều thứ để tìm hiểu và thậm chí nhiều hơn để quan sát! Bước ra ngoài trong bóng tối với tôi và để cho tôi có một cái nhìn
Những gì chúng ta biết cho đến nay về các ngôi sao loại FU Orionis là chúng bùng phát với sự chuyển khối đột ngột từ một đĩa bồi tụ sang một ngôi sao loại T Tauri trẻ, có khối lượng thấp. Bản thân nó, điều này rất thú vị vì gần một nửa số sao T Tauri có đĩa hoàn cảnh hoặc đĩa tiền đạo. Đây rất có thể là tiền thân của các hệ hành tinh tương tự như hệ mặt trời của chúng ta! Làm thế nào để chúng ta biết có một đĩa ở đó? Hãy thử độ dao động. Sự tuyệt chủng của trường hợp biến đổi được chỉ ra là chịu trách nhiệm cho các biến thể dễ thấy được quan sát trong thông lượng liên tục của sao và cho các thay đổi đồng thời trong các tính năng phát xạ bằng hiệu ứng tương phản. Các cấu trúc vón cục, kết hợp các hạt bụi lớn và quay quanh ngôi sao trong một vài phần mười của AU, che khuất ngôi sao và cuối cùng, một phần của vùng hoàn cảnh bên trong, trong khi phần lớn các đường hydro phát ra và vùng gió mật độ thấp bên ngoài bởi [OI] vẫn không bị ảnh hưởng. E. Schisano (et al), đã đồng ý với kịch bản này, những thay đổi vận tốc hướng tâm được phát hiện cũng có thể giải thích được về mặt vật liệu vón cục quá cảnh và che khuất một phần ngôi sao.
Mặc dù tốc độ bồi tụ cho một FUor có thể dao động từ 4 đến 10 khối lượng mặt trời hàng năm và các vụ phun trào của nó kéo dài đến một năm hoặc lâu hơn, các nhà thiên văn học tin rằng toàn bộ thời gian sống của chúng chỉ kéo dài vài thập kỷ. Bản thân ngôi sao nguyên sinh cũng có thể bị giới hạn trong việc trải qua trung bình từ một đến hai lần phun trào mỗi năm. Độ sáng của FUors tăng thêm vài lần trong vòng một đến vài năm. Giải thích hiện đang được ưa chuộng cho việc tăng cường độ sáng này là sự gia tăng đáng kể từ vật liệu đĩa xung quanh một ngôi sao trẻ. Cơ chế dẫn đến sự gia tăng bồi tụ này là một điểm tranh luận. S. Pfalzner nói, Tỷ lệ bồi tụ cảm ứng, hồ sơ bồi tụ tạm thời theo thời gian, thời gian phân rã và có thể là tốc độ nhị phân mà chúng ta có được đối với việc bồi đắp do gặp phải rất phù hợp với các quan sát của NHIỀU. Tuy nhiên, thời gian tăng lên trong một năm được quan sát thấy ở một số FUors rất khó đạt được trong các mô phỏng của chúng tôi trừ khi vật chất được lưu trữ ở đâu đó gần ngôi sao và sau đó được giải phóng sau khi giới hạn khối lượng nhất định bị vi phạm. Lập luận nghiêm khắc nhất chống lại hiện tượng FUors gây ra bởi các cuộc gặp gỡ là hầu hết các FU được tìm thấy trong môi trường có mật độ sao thấp.
Đáng ngạc nhiên là đủ, ngay cả trong khoảng thời gian ngắn mà một FUor tồn tại, không ai từng thấy một giai đoạn. Một phân tích tương quan chéo cho thấy các phổ giống như FUor và FUor không phù hợp với các sao lùn, người khổng lồ, cũng không phải là các nguyên mẫu nhúng. Các mối tương quan chéo cũng cho thấy các nguồn năng lượng HH giống như FUor được quan sát có quang phổ tương đối giống với các nguồn của FUors. Thomas P. Greene (et al) nói, cả hai nhóm đối tượng cũng có màu hồng ngoại gần giống nhau. Độ rộng đường lớn và tính chất hai cực của quang phổ của các ngôi sao giống như FUor phù hợp với mô hình đĩa bồi tụ đã thiết lập cho FUors, cũng phù hợp với màu hồng ngoại của chúng. Dường như các ngôi sao trẻ có đặc điểm giống FUor có thể phổ biến hơn so với dự đoán từ các FUors cổ điển tương đối ít được biết đến.
Làm thế nào phổ biến và có thể quan sát là những nhân vật bất thường? Nhiều hơn bạn nghĩ Theo Bo Reipurth (et al); Một lớp FUor ban đầu được xác định bởi một số lượng nhỏ (5-6) ngôi sao trình tự tiền chính đã được quan sát thấy sáng lên 3-6 độ trên thang thời gian từ 1-10 năm. Lớp này đã được tăng thêm bởi một số sao có thể so sánh có quang phổ hoặc SED tương tự với các FUors cổ điển, nhưng điều đó đã không được quan sát thấy để hành xử theo phương pháp trắc quang theo cách đó. Có khả năng hiện tượng FUor tái phát, nhưng không rõ liệu đó có phải là tài sản được chia sẻ bởi các ngôi sao T Tauri bình thường hay không, hay liệu nó có bị giới hạn trong một nhóm thiểu số đặc biệt trong số họ hay không. Điều quan trọng là nhiều ví dụ được tìm thấy, và được tìm thấy kịp thời, và là kết quả của việc tìm kiếm có hệ thống thay vì tình cờ như đã xảy ra trong quá khứ. Mục tiêu sẽ là kiểm tra, trên cơ sở hàng tháng đều đặn, tất cả các đám mây phân tử trong khoảng 2 kpc nằm dọc theo mặt phẳng thiên hà và Vành đai Gould đấm cho các ngôi sao mờ (hoặc vô hình trước đó) sáng lên bởi cường độ hoặc hơn. Điều cần thiết là bất kỳ sự phát hiện nào như vậy phải được theo dõi bằng quang phổ càng sớm càng tốt, để loại bỏ các interlopers: sao bùng cháy, biến cataclysmic, Miras và EXors (sau này cũng là chuỗi tiền chính nhưng không giống như FUors sớm trở lại độ sáng ban đầu của chúng mức độ, thường trong một năm hoặc ít hơn). Tất cả các đối tượng này có thể dễ dàng phân biệt với nhau ngay cả ở độ phân giải phổ khiêm tốn. Một cuộc khảo sát đang diễn ra như vậy cũng sẽ phục vụ cho sự phát triển của NHIỀU.
Vì vậy, hãy để Lợn thực hiện điệu nhảy FUor!
Theo CBET 2033 được phát hành vào ngày 21 tháng 11 năm 2009 từ Liên minh Thiên văn Quốc tế: Cồn Phát hiện ra một vụ phun trào kiểu FU-Ori có thể xảy ra (xem Hartmann và Kenyon 1996, ARAA 34, 207) được đặt tại R.A. = 6h09m19s.32, Decl. = -6o41 Mạnh55, .4 (Equinox 2000.0) và trùng với nguồn hồng ngoại IRAS 06068-0641. Được phát hiện bởi CRTS vào ngày 10 tháng 11, nó đã liên tục phát sáng từ ít nhất là đầu năm 2005 (khi đó là mag 14.8 trên các hình ảnh CCD chưa được lọc) cho đến cường độ hiện tại là 12,6 và có thể còn sáng hơn nữa. Trên các hình ảnh gần đây, một tinh vân phản chiếu mờ nhạt nhìn thấy về phía đông. Một quang phổ (phạm vi 350 - 900nm), được chụp bằng kính viễn vọng SMARTS 1,5 m tại Cerro Tololo, vào ngày 17 tháng 11, cho thấy H-alpha trong phát xạ, tất cả các dòng Balmer khác và He I (ở 501,5nm) trong hấp thụ và bộ ba hồng ngoại Ca II rất mạnh trong phát xạ, xác nhận nó là một vật thể sao trẻ. Vật thể nằm bên trong một tinh vân tối ở phía nam của hiệp hội Mon R2 và có khả năng liên quan đến nó. Ngoài ra, cũng bên trong tinh vân tối này, một vật thể thứ hai tại R.A. = 6h09m13s, 70, Decl. = -6o43 595555 .6, trùng với IRAS 06068-0643, đã thay đổi giữa mag 15 và 20 trong vài năm qua, gợi nhớ đến các vật thể loại UX-Ori có độ mờ rất sâu. Ngoài ra, đối tượng thứ hai này hỗ trợ một tinh vân phản xạ sao chổi thay đổi, kéo dài về phía bắc. Phổ của vật thể này cũng cho thấy H-alpha và bộ ba hồng ngoại Ca II mạnh trong phát xạ.
Có thể nhìn thấy? Vâng. Bạn biết điều đó. Và đây là kết quả cánh đồng rộng được chụp bởi Joe Brimacombe
Một trang web nhỏ hơn về sự hình thành sao đang diễn ra trong đám mây phân tử Mon R2 là các đối tượng được liên kết với GGD 16 và 17. Ở phía nam của GGD 17, ngôi sao T Tauri Bretz 4 có thể được liên kết với đối tượng GGD. Ngôi sao này đã được nghiên cứu về quang phổ và được phân loại là loại phổ K4 với phổ phát xạ loại 5. Carpenter và Hodapp cho biết, Nguồn hồng ngoại IRS 2 hoàn toàn trùng khớp với Bretz 4, trong khi IRS 1 được nhúng sâu hơn không có đối tác quang học và nằm giữa các đối tượng GGD. Một nghiên cứu quang học chi tiết cho thấy GGD 17 là một phần của một máy bay phản lực cong kéo dài về phía bắc của ngôi sao Bretz 4 và bao gồm HH 271, và cũng có thể là HH 273. Tinh vân gần với ngôi sao cho thấy hình thái điển hình của ánh sáng tán xạ từ một bức tường khoang chảy ra . Các vật thể hồng ngoại nhúng và độ mờ phản xạ quang học trong vùng GGD 16-17 chung có liên quan đến phát xạ 850 um.
Nắm bắt một FUor Có thể đó là điều bất thường nhất mà bạn đã từng làm!
Rất cám ơn Joe Brimacombe vì những hình ảnh tuyệt vời và đánh thức sự tò mò ‘FUor của tôi!
