¿Qué aumenta silenciosamente en la noche y puede ser una maravilla para observar? Pruebe un FUo ... Estas estrellas de secuencia pre-principal de alta acreción y alta luminosidad pueden durar solo unas pocas décadas, pero muestran un cambio extremo en magnitud y tipo espectral en un período de tiempo muy corto. Si bien FU Orionis puede ser el prototipo que conoces, ¡hay mucho más que aprender y aún más que observar! Sal en la oscuridad conmigo y echemos un vistazo ...
Lo que sabemos hasta ahora sobre las estrellas de tipo FU Orionis es que estallan con una transferencia de masa abrupta desde un disco de acreción a una estrella joven de tipo T Tauri de baja masa. En sí mismo, esto es muy emocionante porque casi la mitad de las estrellas T Tauri tienen discos circunestelares o discos protoplanetarios. ¡Estos podrían ser los precursores de sistemas planetarios similares a nuestro propio sistema solar! ¿Cómo sabemos que hay un disco allí? Prueba la variabilidad. "La extinción circunestelar variable se señala como responsable de las variaciones conspicuas observadas en el flujo continuo estelar y de los cambios concomitantes en las características de emisión por efecto de contraste. Las estructuras grumosas, que incorporan grandes granos de polvo y orbitan la estrella dentro de unas pocas décimas de UA, oscurecen episódicamente la estrella y, eventualmente, parte de la zona circunestelar interna, mientras que la mayor parte de la zona emisora de las líneas de hidrógeno y la región del viento exterior de baja densidad trazan por [OI] no se ven afectados ". dice E. Schisano (et al), "coherentemente con este escenario, los cambios de velocidad radial detectados también son explicables en términos de materiales grumosos que transitan y oscurecen parcialmente la estrella".
Si bien las tasas de acreción para un FUor pueden oscilar entre 4 y 10 masas solares al año y sus erupciones duran hasta un año o más, los astrónomos creen que toda su vida solo dura unas pocas décadas. La protoestrella en sí también puede limitarse a sufrir un promedio de una o dos erupciones cada año. “El brillo de FUors aumenta en varias magnitudes en uno o varios años. La explicación actualmente favorecida para este aumento de brillo es el aumento espectacular del material del disco alrededor de una estrella joven. El mecanismo que conduce a este aumento de la acumulación es un punto de debate ". S. Pfalzner dice: “Las tasas de acreción inducida, el perfil general de acreción temporal, el tiempo de caída y posiblemente la tasa de binaridad que obtenemos para la acreción inducida por el encuentro concuerdan muy bien con las observaciones de FUors. Sin embargo, el tiempo de subida de un año observado en algunos FUors es difícil de lograr en nuestras simulaciones a menos que la materia se almacene en algún lugar cerca de la estrella y luego se libere después de que se traspase un cierto límite de masa. El argumento más severo contra el fenómeno FUors causado por los encuentros es que la mayoría de los FUors se encuentran en entornos de baja densidad estelar ".
Sorprendentemente, incluso dado el corto período de tiempo en que existe un FUor, nadie ha visto una eliminación gradual. "Un análisis de correlación cruzada muestra que los espectros FUor y FUor-like no son consistentes con enanos de tipo tardío, gigantes ni protostars incrustados. Las correlaciones cruzadas también muestran que las fuentes de energía HH similares a FU observadas tienen espectros que son sustancialmente similares a los de FUors ". dice Thomas P. Greene (et al), “Ambos grupos de objetos también tienen colores similares al infrarrojo cercano. Los grandes anchos de línea y la naturaleza de doble pico de los espectros de las estrellas tipo FU son consistentes con el modelo de disco de acreción establecido para FUors, también con sus colores de infrarrojo cercano. Parece que las estrellas jóvenes con características similares a FUor pueden ser más comunes de lo proyectado a partir de los relativamente pocos FUors clásicos conocidos ".
¿Qué tan comunes y observables son estos personajes inusuales? Mucho más de lo que piensas. De acuerdo con Bo Reipurth (et al); “La clase FUor original se definió por un pequeño número (5-6) de estrellas de secuencia pre-principal que se observó que se iluminaron en 3-6 magnitudes en escalas de tiempo de 1-10 años. Desde entonces, la clase ha sido aumentada por un número comparable de estrellas que tienen espectros o SED similares a los FUors clásicos, pero que no se ha observado que se comporten fotométricamente de esa manera. Es probable que el fenómeno FUor sea recurrente, pero no está del todo claro si es una propiedad compartida por estrellas T Tauri ordinarias, o si está confinada a una minoría especial entre ellas. Es importante que se encuentren más ejemplos, y que se encuentren rápidamente, y como resultado de una búsqueda sistemática y no por accidente, como ha sido el caso en el pasado. El objetivo sería examinar, de manera mensual, todas las nubes moleculares dentro de aproximadamente 2 kpc que se encuentran a lo largo del plano galáctico y el Cinturón de Gould en busca de estrellas débiles (o previamente invisibles) que se hayan iluminado en una magnitud o más. Es esencial que se realice un seguimiento espectroscópico de tales detecciones lo antes posible para eliminar intrusos: estrellas de bengala, variables cataclísmicas, Miras y EXors (esta última también es una secuencia pre-principal pero que, a diferencia de FUors, pronto vuelve a su brillo original nivel, generalmente en un año o menos). Todos estos objetos son fácilmente distinguibles entre sí, incluso con una resolución espectroscópica modesta. Dicha encuesta en curso también serviría para seguir el desarrollo de FUors ".
¡Así que vamos a bailar FUOR!
Según CBET 2033 publicado el 21 de noviembre de 2009 por la Unión Astronómica Internacional: "El descubrimiento de una posible erupción de tipo FU-Ori (ver Hartmann y Kenyon 1996, ARAA 34, 207) se encuentra en R.A. = 6h09m19s.32, Decl. = -6o41’55 ".4 (equinoccio 2000.0), y coincidente con la fuente de infrarrojos IRAS 06068-0641. Descubierto por el CRTS el 10 de noviembre, ha estado brillando continuamente desde al menos principios de 2005 (cuando era mag 14.8 en imágenes CCD sin filtrar) hasta la magnitud actual de 12.6, y posiblemente podría alegrarse aún más. En imágenes recientes, una tenue nebulosa de reflexión cometaria es visible hacia el este. Un espectro (rango 350-900 nm), tomado con el telescopio SMARTS de 1,5 m en Cerro Tololo, el 17 de noviembre, muestra emisión de H-alfa, todas las demás líneas de Balmer y He I (a 501,5 nm) en absorción, y un triplete infrarrojo Ca II muy fuerte en emisión, lo que confirma que es un objeto estelar joven. El objeto se encuentra dentro de una nebulosa oscura al sur de la asociación Mon R2, y probablemente esté relacionado con él. Además, también dentro de esta nebulosa oscura, un segundo objeto en R.A. = 6h09m13s.70, Decl. = -6o43’55 ".6, coincidente con IRAS 06068-0643, ha variado entre mag 15 y 20 en los últimos años, recordando objetos tipo UX-Ori con desvanecimientos muy profundos. Además, este segundo objeto admite una nebulosa de reflexión cometaria variable, que se extiende hacia el norte. El espectro de este objeto también muestra H-alfa y el triplete infrarrojo Ca II fuerte en emisión ”.
¿Visible? Si. Tú lo sabes. Y aquí están los resultados de campo amplio tomados por Joe Brimacombe ...
“Un sitio más pequeño de formación estelar en curso en la nube molecular Mon R2 son los objetos asociados con GGD 16 y 17. Al sur de GGD 17, la estrella T Tauri Bretz 4 probablemente está asociada con el objeto GGD. Esta estrella ha sido estudiada espectroscópicamente y clasificada por un tipo espectral K4 con un espectro de emisión de clase 5 ". Dice Carpenter y Hodapp: “La fuente de infrarrojos IRS 2 coincide posicionalmente con Bretz 4, mientras que el IRS 1 más profundamente incrustado no tiene contraparte óptica y se encuentra entre los objetos GGD. Un estudio óptico detallado mostró que GGD 17 es parte de un chorro curvo que se extiende al norte de la estrella Bretz 4 y que consiste en HH 271, y posiblemente también HH 273. La nebulosidad cerca de la estrella muestra la morfología típica de la luz dispersa desde una pared de la cavidad de salida . Los objetos infrarrojos incrustados y la nebulosidad de reflexión óptica en la región general de GGD 16-17 están asociados con una emisión de 850 um ".
Capture un FUOR ... ¡Puede ser lo más inusual que haya hecho!
¡Muchas gracias a Joe Brimacombe por las increíbles imágenes y por despertar mi curiosidad 'FUOR'!
