Фуор
Фуоры — редкий тип нестационарных звёзд, находящихся на ранней стадии звёздной эволюции; назван по звезде FU Ориона (FU Ori)[1]. Блеск этой звезды в течение полугода (в 1936—1937 гг.[2]) возрос от 16m до 10m и в последующие 40 лет ослабел всего лишь на 1,5m. Сейчас по распределению энергии в оптическом диапазоне FU Ориона близка к звезде спектрального класса F — G повышенной светимости, но состояние её до вспышки осталось неизвестным.
В 1969—1970 гг. была зарегистрирована сходная вспышка звезды V1057 Лебедя, но на этот раз было установлено, что до вспышки она была переменной звездой типа Т Тельца.
Описание
Фуоры являются сверхгигантами спектральных классов F и G, окружёнными пылью и туманностями. К фуорам относят четыре или пять объектов, которых объединяет медленный — от года до 30 лет — подъём блеска на 4-6m, спектрального класса A-F высокой светимости в максимуме и F-G — после максимума, чрезвычайно медленное ослабление блеска после максимума, сильное инфракрасное излучение, значительное обилие лития в атмосфере и явная связь с компактными отражательными туманностями. В наиболее изученном фуоре — звезде V1057 Лебедя — после максимума светимости происходил сброс неоднородной оболочки; затухание этого фуора происходит в несколько раз быстрее, чем FU Ориона; спектр V1057 Лебедя не удаётся однозначным образом отождествить со спектром какой-либо постоянной звезды. У V1057 Лебедя одновременно с ослаблением видимого блеска происходит затухание инфракрасного и мазерного излучений.
Физический смысл вспышек фуоров ещё не выяснен, неясно также, происходит ли такая вспышка один раз в течение всей эволюции звезды, или это повторяющееся явление. По-видимому, вспышки фуоров связаны со структурной перестройкой звёзд на одном из ранних этапов развития. В настоящее время модель фуоров предполагает[3] аккрецирование массы из протопланетного диска на маломассивную звезду типа Т Тельца. Аккреция вещества происходит со скоростью примерно 10−4 солнечной массы в год. Период такой аккреции с высоким темпом и высокой светимостью очень короткий: порядка нескольких десятилетий. Возможно, что звезда переживает 10-20 подобных вспышек, прежде чем перейдёт на главную последовательность[4].
Примечания
- ↑ П. П. Петров. ФУОРЫ. bigenc.ru. Большая российская энциклопедия - электронная версия. Дата обращения: 17 июля 2020. Архивировано 17 июля 2020 года.
- ↑ В. П. Цесевич. Переменные звезды и их наблюдение (недоступная ссылка)"
- ↑ Juhan Frank, Andrew King, Derek Raine (2002). Accretion power in astrophysics, Third Edition, Cambridge University Press. ISBN 0-521-62957-8.) (англ.)
- ↑ All in the FUor Family (англ.)
Ссылки
- Н. Н. Самусь. Переменные звезды
- Молодым свойственен каннибализм
- Siwak, Michał (October 2018). «Insights into the inner regions of the FU Orionis disc» (en). A&A 618: A79. arXiv:1807.09134. doi:10.1051/0004-6361/201833401. ISSN 0004-6361. .
- Bertout, C. (1989). «T Tauri Stars-Wild as Dust». Annu. Rev. Astron. Astrophys. 27. doi:10.1146/annurev.aa.27.090189.002031. .</ref><ref>Reipurth, B. (1990), FU Orionis eruptions and early stellar evolution, Flare Stars in Star Clusters Т. 137: 229
