FU オリオン座の星

原始星オリオン座 V1647 と 2004 年のその X 線放射についての短いナレーション付きビデオ。

恒星の進化において、オリオン座FU星（オリオン座FU天体、またはFUorとも呼ばれる）は、等級とスペクトル型が極端に変化する前主系列星です。一例として、 V1057 Cyg星が挙げられます。この星は1969年から1970年にかけて6等級明るくなり、スペクトル型は dKeからF型超巨星になりました。これらの星は、タイプ星のオリオン座FUにちなんで命名されています。

オリオン座FUの青色バンドの光度曲線は、Clarkeら(2005)から改変したものです。^[1]挿入図は、Siwakら(2013)から改変したもので、 [ ^{2] は}短い時間スケールの変動を示しています。

リー・ハートマンとスコット・ジェイ・ケニオンが主に開発した現在のモデルでは、FUオリオン座フレアは、降着円盤から若い低質量のTタウリ型星への急激な質量移動と関連付けられています。^[3]^{[4]これらの天体の質量降着率は、年間約10}⁻⁴ 太陽質量と推定されています。これらの噴出の上昇時間は通常1年程度ですが、はるかに長くなる可能性があります。この高降着、高光度段階の寿命は数十年程度です。しかし、このように比較的短い期間であっても、2015年時点でFUオリオン座天体が停止することは観測されていません。FUorの爆発回数を太陽近傍^{[アップデート]}での星形成率と比較すると、平均的な若い星は一生の間に約10～20回のFUor爆発を起こすと推定されます。

FUオリオン座星のスペクトルは、内側の降着円盤で生成される吸収特性によって支配されている。内側部分のスペクトルはFG型超巨星のスペクトルを生成するが、円盤の外側部分とわずかに冷たい部分は、近赤外線で観測できるKM型超巨星スペクトルを生成する。FUオリオン座星では円盤放射が支配的であり、これを使用して円盤の内側部分を研究することができる。^[5]

このクラスの原型は、FU オリオニス、はくちょう座 V1057、はくちょう座 V1515 ^[6]、および 2004 年 1 月に噴火した埋め込まれた原始星V1647 オリオニス^[7]です。

参照

参考文献

^ Clarke, C.; Lodato , G.; Melnikov, SY; Ibrahimov, MA (2005 年 8 月)。「FU Orionis 天体の光度変化: ディスク不安定性と風とエンベロープの相互作用」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。361 (3 ) : 942–954。arXiv : astro-ph/0505515。Bibcode : 2005MNRAS.361..942C。doi : 10.1111/ j.1365-2966.2005.09231.x。
^ Siwak, Michal; Rucinski, Slavek M.; Matthews, Jaymie M.; Kuschnig, Rainer; Guenther, David B.; Moffat, Anthony FJ; Rowe, Jason F.; Sasselov, Dimitar; Weiss, Werner W. (2013年6月). 「MOSTで観測されたFU OriとZ CMaの光度変動」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 432 (1): 194–199. arXiv : 1303.2568 . Bibcode :2013MNRAS.432..194S. doi : 10.1093/mnras/stt441 .
^ Bertout, C. (1989). 「T タウリ星 - 塵のように荒々しい」. Annu. Rev. Astron. Astrophys . 27 : 351. Bibcode :1989ARA&A..27..351B. doi :10.1146/annurev.aa.27.090189.002031.
^ Reipurth, B. (1990)、「FUオリオン座大噴火と初期の恒星進化」、星団のフレア星、137 :229、Bibcode :1990IAUS..137..229R
^ シワク、ミハウ;ウィニアルスキ、マチェジ。オグウォザ、ワルデマール。ドロジュジ、マレク。ゾワ、スタニスワフ。モファット、アンソニー FJ。スタホフスキ、グジェゴシュキ。ルチンスキー、スラブク M.キャメロン、クリス。マシューズ、ジェイミー M.ヴァイス、ヴェルナー W. (2018 年 10 月) 「FU オリオン座円盤の内部領域についての洞察」。天文学と天体物理学。618 : A79. arXiv : 1807.09134。ビブコード:2018A&A...618A..79S。土井：10.1051/0004-6361/201833401。 0004-6361.図書館
^ “V* V1515 Cyg”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。
^ “V* V1647 オリ”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。

Juhan Frank、Andrew King、Derek Raine (2002)。天体物理学における降着力、第3版、ケンブリッジ大学出版局。ISBN 0-521-62957-8。

外部リンク

FUOrs をめぐる騒動 (2010 年 11 月 15 日)
FU-Ori および UX-Ori タイプのオブジェクトの発見 (2009 年 11 月 18 日)
https://web.archive.org/web/20060831060814/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0202.shtml

[Clarke2005-1] ^ Clarke, C.; Lodato , G.; Melnikov, SY; Ibrahimov, MA (2005 年 8 月)。「FU Orionis 天体の光度変化: ディスク不安定性と風とエンベロープの相互作用」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。361 (3 ) : 942–954。arXiv : astro-ph/0505515。Bibcode : 2005MNRAS.361..942C。doi : 10.1111/ j.1365-2966.2005.09231.x。

[Siwak2013-2] Siwak, Michal; Rucinski, Slavek M.; Matthews, Jaymie M.; Kuschnig, Rainer; Guenther, David B.; Moffat, Anthony FJ; Rowe, Jason F.; Sasselov, Dimitar; Weiss, Werner W. (2013年6月). 「MOSTで観測されたFU OriとZ CMaの光度変動」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 432 (1): 194–199. arXiv : 1303.2568 . Bibcode :2013MNRAS.432..194S. doi : 10.1093/mnras/stt441 .

[3] Bertout, C. (1989). 「T タウリ星 - 塵のように荒々しい」. Annu. Rev. Astron. Astrophys . 27 : 351. Bibcode :1989ARA&A..27..351B. doi :10.1146/annurev.aa.27.090189.002031.

[4] Reipurth, B. (1990)、「FUオリオン座大噴火と初期の恒星進化」、星団のフレア星、137 :229、Bibcode :1990IAUS..137..229R

[5] シワク、ミハウ;ウィニアルスキ、マチェジ。オグウォザ、ワルデマール。ドロジュジ、マレク。ゾワ、スタニスワフ。モファット、アンソニー FJ。スタホフスキ、グジェゴシュキ。ルチンスキー、スラブク M.キャメロン、クリス。マシューズ、ジェイミー M.ヴァイス、ヴェルナー W. (2018 年 10 月) 「FU オリオン座円盤の内部領域についての洞察」。天文学と天体物理学。618 : A79. arXiv : 1807.09134。ビブコード:2018A&A...618A..79S。土井：10.1051/0004-6361/201833401。 0004-6361.図書館

[6] “V* V1515 Cyg”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。

[7] “V* V1647 オリ”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。