Fuor

Los fuores  son un tipo raro de estrellas no estacionarias en una etapa temprana de evolución estelar ; lleva el nombre de la estrella FU Orioni (FU Ori) [1] . El brillo de esta estrella aumentó de 16 ma 10 m en el transcurso de medio año (en 1936-1937 [2] ) , y en los siguientes 40 años se debilitó solo 1,5 m . Ahora, en términos de distribución de energía en el rango óptico , FU Orion está cerca de una estrella del tipo espectral F - G de mayor luminosidad , pero su estado antes del estallido sigue siendo desconocido. En 1969-1970. se registró un estallido similar de la estrella V1057 Cygnus , pero esta vez se encontró que antes del estallido era una estrella variable T Tauri .

Descripción

Los fuores son supergigantes de clases espectrales F y G, rodeadas de polvo y nebulosas. Los fuores incluyen cuatro o cinco objetos, que están unidos por un aumento lento - de un año a 30 años - del brillo de 4-6 m , tipo espectral AF de alta luminosidad al máximo y FG - después del máximo, disminución extremadamente lenta del brillo después máxima, fuerte radiación infrarroja , una abundancia significativa de litio en la atmósfera y una clara asociación con nebulosas de reflexión compactas. En el fuor más estudiado, la estrella V1057 Cygnus, luego del máximo de luminosidad, la envoltura no homogénea fue expulsada; este fuor se descompone varias veces más rápido que el FU de Orion; el espectro de V1057 Cygnus no puede identificarse únicamente con el espectro de ninguna estrella permanente. En V1057 Cygnus, las emisiones infrarrojas y máser se atenúan simultáneamente con la disminución del brillo visible .

El significado físico de los estallidos de furor aún no se ha aclarado; tampoco está claro si tal estallido ocurre una vez durante toda la evolución de una estrella, o si se trata de un fenómeno recurrente. Aparentemente, los estallidos de furor están asociados con el reordenamiento estructural de las estrellas en una de las primeras etapas de desarrollo. En la actualidad, el modelo Fuor supone [3] la acumulación de masa de un disco protoplanetario en una estrella T Tauri de baja masa. La acumulación de materia se produce a un ritmo de unas 10 −4 masas solares por año. El período de tal acumulación con una alta tasa y alta luminosidad es muy corto: del orden de varias décadas. Es posible que una estrella experimente de 10 a 20 arrebatos de este tipo antes de pasar a la secuencia principal [4] .

Notas

1. ↑ PP Petrov. FUOR . bigenc.ru . Gran enciclopedia rusa - versión electrónica. Consultado el 17 de julio de 2020. Archivado desde el original el 17 de julio de 2020. (Ruso)
2. ↑ V. P. Tsesevich. Estrellas variables y su observación  (enlace inaccesible) "
3. ↑ Juhan Frank, Andrew King, Derek Raine (2002). Poder de acreción en astrofísica, tercera edición, Cambridge University Press. ISBN 0-521-62957-8 .)  (inglés)
4. ↑ Todo en la familia FUor 

Enlaces

• N. N. Samus . estrellas variables
• Los jóvenes son caníbales.
• Siwak, Michal; Winiarski, Maciej; Ogoza, Waldemar; Drozdz, Marek; Zoła, Estanislao; Moffat, Anthony FJ; Stachowski, Grzegorz; Rucinski, Slavek M.; Cameron, Chris; Matthews, Jaymie M.; Weiss, Werner W. (octubre de 2018). “Información sobre las regiones internas del disco FU Orionis”. A&A [ Español ] ]. 618 :A79. arXiv : 1807.09134 . Código Bib : 2018A&A...618A..79S . DOI : 10.1051/0004-6361/201833401 . ISSN  0004-6361 .
• Bertout, C. (1989). "T Tauri Stars-Wild as Dust" . año Rvdo. Astron. Astrofias . 27 : 351. Bibcode : 1989ARA&A..27..351B . DOI : 10.1146/annurev.aa.27.090189.002031 .</ref><ref> Reipurth, B. (1990), Erupciones de FU Orionis y evolución estelar temprana, Flare Stars in Star Clusters vol.137: 229 

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