밤에는 무엇을 조용히하면서 관찰 할 수 있습니까? 한 번 시도해보십시오…이 높은 정확도, 높은 광도의 프리 메인 시퀀스 스타는 수십 년 동안 지속될 수 있지만 매우 짧은 시간에 크기와 스펙트럼 유형이 크게 변합니다. FU Orionis가 여러분이 알고있는 프로토 타입 일지 모르지만 배울 것이 많고 더 많은 것이 있습니다! 나와 함께 어둠 속에서 나와서 살펴 보자…
우리가 지금까지 오리 오니아스 형 별에 대해 우리가 알고있는 것은 별 모양의 원반에서 어리고 저 질량 T 타 우리 형별로 급격히 질량이 이동한다는 것입니다. 그 자체로, T Tauri 별의 거의 절반이 원주 디스크 또는 원형 행성 디스크를 가지고 있기 때문에 이것은 매우 흥미 롭습니다. 이것들은 우리 태양계와 비슷한 행성계의 선구자 일 것입니다! 디스크가 있는지 어떻게 알 수 있습니까? 변동성을 시도하십시오. “유연한 주변 별 멸종은 별 연속체 플럭스에서 관찰되는 눈에 띄는 변화와 대비 효과에 의한 방출 특징의 동반 변화를 책임지는 것으로 지적됩니다. 큰 먼지 입자를 포함하고 AU의 10 분의 1 내에서 항성을 공전하는 칙칙한 구조는 항 성적으로 별을 가리고 결국에는 내주 영역의 일부를 흐트러 뜨리고 수소 라인을 방출하는 대부분의 수소 선과 저밀도 바람 지역을 추적합니다. [OI]의 영향을받지 않습니다.” E. Schisano (et al)는“이 시나리오와 일관되게, 감지 된 방사형 속도 변화는 별이 통과하고 부분적으로 가려지는 덩어리 진 물질로 설명 할 수있다”고 말했다.
FUor의 축적 률은 매년 4 ~ 10 개의 태양 질량에 달할 수 있고 분화는 최대 1 년 이상 지속될 수 있지만, 천문학 자들은 전체 수명이 수십 년 동안 지속될 것이라고 믿고 있습니다. 프로토 스타 자체도 매년 평균 1 ~ 2 회 분화되는 것으로 제한 될 수 있습니다. “FUors의 밝기는 1 년에서 몇 년 안에 몇 배나 증가합니다. 이 밝기 향상에 대해 현재 선호되는 설명은 어린 별 주위의 디스크 재료에서 증가하는 증가에 대한 설명입니다. 이러한 증가로 이어지는 메커니즘은 논쟁의 포인트입니다.” S. Pfalzner는 다음과 같이 말합니다.“유도 된 가속 률, 전체 시간적 누적 프로파일, 붕괴 시간 및 발생할 수있는 유발에 대한 우리의 이진 율은 FUors의 관찰과 매우 일치합니다. 그러나 일부 FUOR에서 관찰 된 1 년의 상승 시간은 물질이 별에 가까운 곳에 저장되고 특정 질량 제한을 초과 한 후에 풀리지 않으면 시뮬레이션에서 달성하기 어렵습니다. 만남으로 인한 FUors 현상에 대한 가장 심각한 주장은 별의 밀도가 낮은 환경에서 대부분의 FUOR가 발견된다는 것입니다.”
놀랍게도, FUor가 존재하는 짧은 시간이 주어 지더라도 아무도 한 단계를 밟은 적이 없습니다. “상관 상관 분석에 따르면 FUor 및 FUor와 유사한 스펙트럼이 후기형 왜성, 거인 또는 내장 프로토 스타와 일치하지 않는 것으로 나타났습니다. 또한 상호 상관 관계는 관측 된 FU와 유사한 HH 에너지 원이 실질적으로 FU와 유사하게 스펙트럼을 가지고 있음을 보여준다”고 말했다. Thomas P. Greene (et al)은 다음과 같이 말합니다.“두 물체 그룹도 비슷한 근적외선 색상을 가지고 있습니다. FUor와 같은 별의 스펙트럼의 넓은 선폭과 이중 피크 특성은 FUIR에 대해 설정된 Accretion Disk 모델과 일치하며 근적외선 색상과 일치합니다. FUor와 유사한 특성을 가진 젊은 별은 상대적으로 알려진 고전적인 FUor에서 예상되는 것보다 더 일반적 일 수 있습니다. "
이 특이한 특성이 얼마나 흔하고 관찰 가능한가? 생각보다 훨씬 더. Bo Reipurth (et al)에 따르면; “원래 FUor 클래스는 1-10 년의 시간 척도에서 3-6 배 정도 밝아진 것으로 관찰 된 소수의 프리 메인 시퀀스 스타로 정의되었습니다. 그 후이 클래스는 고전적 푸어와 유사한 스펙트럼 또는 SED를 갖지만, 그러한 방식으로 광도계로 행동하는 것으로 관찰되지 않은 비교 가능한 수의 별들로 보강되었습니다. FUor 현상은 재발 할 가능성이 높지만, 일반 T Tauri 스타가 공유하는 재산인지 또는 그들 중 특별한 소수에 국한되어 있는지는 확실하지 않습니다. 과거에 그랬던 것처럼 우연이 아닌 체계적인 검색의 결과로 더 많은 예제를 찾아서 즉시 찾아내는 것이 중요합니다. 목표는 정기적으로 매달 은하계를 따라 위치한 약 2kpc 내의 분자 분자 구름과 크기 이상으로 밝아진 희미한 (또는 이전에는 볼 수 없었던) 별에 대한 굴드 벨트를 검사하는 것입니다. 플레어 스타, 대변 량 변수, Miras 및 EXors (후자는 사전 주된 순서이지만 FUOR와는 달리 곧 원래의 밝기로 돌아옴)와 같은 인터 로퍼를 제거하려면 이러한 탐지를 가능한 한 빨리 분 광학적으로 추적해야합니다. 일반적으로 1 년 이하의 수준). 이 모든 물체는 적당한 분광 해상도에서도 서로 쉽게 구별 할 수 있습니다. 이러한 지속적인 조사는 FUOR의 발전을 따르는 데 도움이 될 것입니다.”
그럼 춤을 추자!
2009 년 11 월 21 일 국제 천문 연합 (International Astronomical Union)에서 발표 한 CBET 2033에 따르면,“FU-Ori 형 분화 가능성 (Hartmann and Kenyon 1996, ARAA 34, 207 참조)은 R.A에 있습니다. = 6 시간 9 분 19 초 = -6o41'55”.4 (equinox 2000.0)이며 적외선 소스 IRAS 06068-0641과 일치합니다. 11 월 10 일 CRTS에서 발견 한이 필터는 2005 년 초 (필터링되지 않은 CCD 이미지에서 14.8 일 때)부터 현재 12.6 배까지 지속적으로 밝아졌으며 더 밝아 질 수 있습니다. 최근 이미지에서 희미한 코타 리 반사 성운이 동쪽에 보입니다. 11 월 17 일 Cerro Tololo에서 SMARTS 1.5m 망원경으로 촬영 한 스펙트럼 (범위 350-900nm)은 H- 알파 방출, 다른 모든 발머 라인 및 He I (501.5nm), 방출이 매우 강한 Ca II 적외선 삼중 항으로, 그것은 어린 별의 물체임을 확인시켜줍니다. 이 개체는 Mon R2 협회 남쪽의 어두운 성운 안에 있으며 관련이 있습니다. 또한이 어두운 성운 내부에서도 R.A.의 두 번째 대상입니다. = 6 시간 9 분 13 초 70 분 12 월 = -6o43'55”.6 (IRAS 06068-0643과 일치)은 지난 몇 년간 매기 15와 20 사이에서 다양해졌으며 매우 깊은 페이드를 가진 UX-Ori- 타입 객체를 연상시킵니다. 또한이 두 번째 물체는 북쪽으로 뻗어있는 가변적 인 코미 트리 반사 성운을 지원합니다. 이 물체의 스펙트럼은 또한 방출에서 H- 알파와 강한 Ca II 적외선 삼중 항을 보여줍니다.”
명백한? 네. 당신은 그것을 알고있다. 그리고 Joe Brimacombe가 취한 넓은 현장 결과는 다음과 같습니다.
“Mon R2 분자 구름에서 진행중인 작은 별자리는 GGD 16 및 17과 관련된 물체입니다. GGD 17의 남쪽에서 T Tauri 별 Bretz 4는 아마도 GGD 물체와 관련이있을 것입니다. 이 별은 분 광학적으로 연구되었으며 클래스 5 방출 스펙트럼을 가진 K4 스펙트럼 유형으로 분류되었습니다.” Carpenter와 Hodapp는“적외선 소스 IRS 2는 Bretz 4와 위치 적으로 일치하지만,보다 깊이 내장 된 IRS 1은 광학 대응 물이없고 GGD 객체 사이에 있습니다. 자세한 광학 연구에 따르면 GGD 17은 별 Bretz 4에서 북쪽으로 뻗어 있고 HH 271 및 HH 273으로 구성된 곡선 제트기의 일부입니다. 별에 가까운 성운은 유출 캐비티 벽에서 산란 된 빛의 전형적인 형태를 보여줍니다 . 일반적인 GGD 16-17 영역에 내장 된 적외선 물체와 광학 반사 성운은 850um 방출과 관련이 있습니다.”
미래를 잡아라… 당신이 한 일 중 가장 특이한 일이 될 수 있습니다!
멋진 이미지와 내 '호기심'호기심을 일깨워 준 Joe Brimacombe에게 감사드립니다!
