Was wächst leise in der Nacht und kann ein Riesenspaß beim Beobachten sein? Versuchen Sie es mit einem FU oder… Diese Vor-Hauptreihensterne mit hoher Akkretion und hoher Leuchtkraft halten möglicherweise nur wenige Jahrzehnte – zeigen aber in sehr kurzer Zeit eine extreme Änderung in Größe und Spektraltyp. Obwohl FU Orionis der Prototyp ist, den Sie kennen, gibt es noch viel mehr zu lernen und noch mehr zu beobachten! Treten Sie mit mir im Dunkeln nach draußen und schauen wir uns an…
Was wir bisher über Sterne vom Typ FU Orionis wissen, ist, dass sie mit abruptem Massentransfer von einer Akkretionsscheibe auf einen jungen Stern vom Typ T Tauri mit geringer Masse aufflammen. Das ist an sich schon sehr aufregend, denn fast die Hälfte der T-Tauri-Sterne haben zirkumstellare Scheiben oder protoplanetare Scheiben. Dies könnten sehr wohl die Vorläufer von Planetensystemen sein, die unserem eigenen Sonnensystem ähnlich sind! Woher wissen wir, dass dort eine Disc liegt? Versuchen Sie es mit der Variabilität. „Variable zirkumstellare Extinktion wird als verantwortlich für die auffälligen Variationen, die im stellaren Kontinuumsfluss beobachtet werden, und für die begleitenden Änderungen der Emissionsmerkmale durch Kontrasteffekte aufgezeigt. Klumpige Strukturen, die große Staubkörner enthalten und den Stern innerhalb weniger Zehntel von AE umkreisen, verdunkeln episodisch den Stern und schließlich einen Teil der inneren zirkumstellaren Zone, während der Großteil der Wasserstofflinien emittierenden Zone und der äußeren Windregion geringer Dichte verfolgt wird durch die [OI] bleiben unberührt.“ sagt E. Schisano (et al.): „In Übereinstimmung mit diesem Szenario sind die festgestellten Radialgeschwindigkeitsänderungen auch durch klumpige Materialien erklärbar, die den Stern passieren und teilweise verdunkeln.“
Während die Akkretionsraten für eine FUor zwischen 4 und 10 Sonnenmassen pro Jahr liegen können und ihre Eruptionen bis zu einem Jahr oder länger dauern, glauben Astronomen, dass ihre gesamte Lebensdauer nur wenige Jahrzehnte dauert. Der Protostern selbst kann auch auf durchschnittlich ein bis zwei Eruptionen pro Jahr beschränkt sein. „Die Helligkeit von FUor nimmt innerhalb von einem bis mehreren Jahren um mehrere Größenordnungen zu. Die derzeit favorisierte Erklärung für diesen Helligkeitsschub ist die dramatisch ansteigende Akkretion aus dem Scheibenmaterial um einen jungen Stern. Der Mechanismus, der zu dieser Zunahme der Akkretion führt, ist umstritten.“ sagt S. Pfalzner: „Die induzierten Akkretionsraten, das gesamte zeitliche Akkretionsprofil, die Abklingzeit und möglicherweise die Binaritätsrate, die wir für die Begegnungs-induzierte Akkretion erhalten, stimmen sehr gut mit den Beobachtungen von FUor überein. Die in einigen FUor beobachtete Anstiegszeit von einem Jahr ist jedoch in unseren Simulationen nur schwer zu erreichen, wenn die Materie nicht irgendwo in der Nähe des Sterns gespeichert und dann nach Überschreiten einer bestimmten Massengrenze freigesetzt wird. Das gravierendste Argument gegen das FUor-Phänomen, das durch Begegnungen verursacht wird, ist, dass die meisten FUors in Umgebungen mit geringer Sternendichte gefunden werden.“
Überraschenderweise hat selbst angesichts der kurzen Zeitspanne, in der eine FU existiert, noch nie ein Auslaufen erlebt. „Eine Kreuzkorrelationsanalyse zeigt, dass FUor und FUor-ähnliche Spektren nicht mit Zwergen des späten Typs, Riesen oder eingebetteten Protosternen übereinstimmen. Die Kreuzkorrelationen zeigen auch, dass die beobachteten FUor-ähnlichen HH-Energiequellen Spektren aufweisen, die denen von FUor im Wesentlichen ähnlich sind.“ sagt Thomas P. Greene (et al.): „Beide Objektgruppen haben auch ähnliche Nahinfrarotfarben. Die großen Linienbreiten und die doppelte Spitze der Spektren der FUor-ähnlichen Sterne stimmen mit dem etablierten Akkretionsscheibenmodell für FUor überein, auch mit ihren Nahinfrarotfarben. Es scheint, dass junge Sterne mit FUor-ähnlichen Eigenschaften häufiger vorkommen als von den relativ wenigen bekannten klassischen FUor projiziert.“
Wie häufig und beobachtbar sind diese ungewöhnlichen Charaktere? Viel mehr, als Sie vielleicht denken. Nach Bo Reipurth (et al.); „Die ursprüngliche FUor-Klasse wurde durch eine kleine Anzahl (5-6) von Vorhauptreihensternen definiert, von denen beobachtet wurde, dass sie sich auf Zeitskalen von 1-10 Jahren um 3-6 Größenordnungen aufhellten. Die Klasse wurde seitdem um eine vergleichbare Anzahl von Sternen erweitert, die ähnliche Spektren oder SEDs wie die klassischen FUor haben, aber photometrisch nicht beobachtet wurden, sich auf diese Weise zu verhalten. Es ist wahrscheinlich, dass das FUor-Phänomen wiederkehrt, aber es ist überhaupt nicht klar, ob es sich um eine Eigenschaft handelt, die von gewöhnlichen T-Tauri-Stars geteilt wird, oder ob es auf eine spezielle Minderheit unter ihnen beschränkt ist. Es ist wichtig, dass mehr Beispiele gefunden werden, und zwar zeitnah und nicht wie in der Vergangenheit durch Zufall, sondern durch systematische Suche. Das Ziel wäre, regelmäßig monatlich alle Molekülwolken innerhalb von etwa 2 kpc, die entlang der galaktischen Ebene und des Gould-Gürtels liegen, auf schwache (oder zuvor unsichtbare) Sterne zu untersuchen, die sich um eine Größenordnung oder mehr aufgehellt hatten. Es ist wichtig, dass solche Detektionen so schnell wie möglich spektroskopisch verfolgt werden, um Eindringlinge auszumerzen: Flare Stars, kataklysmische Variablen, Miras und EXors (letztere sind auch Vorhauptreihen, die aber im Gegensatz zu FUor bald wieder ihre ursprüngliche Helligkeit annehmen Niveau, normalerweise in einem Jahr oder weniger). Alle diese Objekte sind selbst bei bescheidener spektroskopischer Auflösung leicht voneinander unterscheidbar. Eine solche laufende Umfrage würde auch dazu dienen, die Entwicklung der FUor zu verfolgen.“
Also lasst uns den FUor-Tanz machen!
IRAS 09068 641 FU Ori-Objekt - Joe Brimacombe
Laut CBET 2033, veröffentlicht am 21. November 2009 von der International Astronomical Union: „Die Entdeckung einer möglichen Eruption vom FU-Ori-Typ (siehe Hartmann und Kenyon 1996, ARAA 34, 207) befindet sich bei R.A. = 6h09m19s.32, Dekl. = -6o41’55”.4 (Tagundnachtgleiche 2000,0) und fällt mit der Infrarotquelle IRAS 06068-0641 zusammen. Vom CRTS am 10. November entdeckt, hellt es sich seit mindestens Anfang 2005 (als es auf ungefilterten CCD-Bildern 14,8 mag. war) bis zur heutigen Helligkeit von 12,6 kontinuierlich auf und könnte möglicherweise noch weiter aufhellen. Auf neueren Bildern ist im Osten ein schwacher kometärer Reflexionsnebel zu sehen. Ein Spektrum (Bereich 350-900 nm), aufgenommen mit dem SMARTS 1,5-m-Teleskop am Cerro Tololo, am 17. November, zeigt H-alpha in der Emission, alle anderen Balmer-Linien und He I (bei 501,5 nm) in der Absorption und a sehr starkes Ca II Infrarottriplett in der Emission, was bestätigt, dass es sich um ein junges stellares Objekt handelt. Das Objekt liegt in einem dunklen Nebel südlich der Mon R2-Assoziation und ist wahrscheinlich damit verwandt. Darüber hinaus befindet sich auch innerhalb dieses dunklen Nebels ein zweites Objekt bei R.A. = 6h09m13s.70, Dekl. = -6o43’55”.6, deckungsgleich mit IRAS 06068-0643, schwankte in den letzten Jahren zwischen mag 15 und 20, erinnert an UX-Ori-artige Objekte mit sehr tiefen Fades. Auch dieses zweite Objekt unterstützt einen variablen kometenhaften Reflexionsnebel, der sich nach Norden erstreckt. Das Spektrum dieses Objekts zeigt auch H-alpha und das starke Ca II Infrarottriplett in der Emission.“
Sichtbar? Ja. Du weißt es. Und hier sind die weiten Feldergebnisse von Joe Brimacombe…
IRAS 06068 641 FU Ori-Typ Widefield - Joe Brimacombe
„Ein kleinerer Ort fortlaufender Sternentstehung in der Molekülwolke Mon R2 sind die mit GGD 16 und 17 assoziierten Objekte. Südlich von GGD 17 ist der T Tauri-Stern Bretz 4 wahrscheinlich mit dem GGD-Objekt assoziiert. Dieser Stern wurde spektroskopisch untersucht und als K4-Spektraltyp mit einem Emissionsspektrum der Klasse 5 klassifiziert.“ Carpenter und Hodapp: „Die Infrarotquelle IRS 2 stimmt lagemäßig mit Bretz 4 überein, während die tiefer eingebettete IRS 1 kein optisches Gegenstück hat und zwischen den GGD-Objekten liegt. Eine detaillierte optische Studie zeigte, dass GGD 17 Teil eines gekrümmten Jets ist, der sich nördlich des Sterns Bretz 4 erstreckt und aus HH 271 und möglicherweise auch HH 273 besteht. Der sternnahe Nebel zeigt die typische Morphologie von Streulicht aus einer ausströmenden Hohlraumwand . Die eingebetteten Infrarotobjekte und der optische Reflexionsnebel im allgemeinen GGD 16-17-Bereich sind mit einer Emission von 850 µm verbunden.“
Erfassen Sie eine FU oder… Es ist vielleicht das Ungewöhnlichste, was Sie je gemacht haben!
Vielen Dank an Joe Brimacombe für die tollen Bilder und das Erwecken meiner ‚FUor‘-Neugier!