Русская Википедия: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
Ссылки
- Н. Н. Самусь. Переменные звезды
- Молодым свойственен каннибализм
- Шаблон:Cite journal
- Шаблон:Cite journal</ref><ref>Шаблон:Citation
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ В. П. Цесевич. Переменные звезды и их наблюдениеШаблон:Недоступная ссылка"
- ↑ Juhan Frank, Andrew King, Derek Raine (2002). Accretion power in astrophysics, Third Edition, Cambridge University Press. ISBN 0-521-62957-8.)Шаблон:Ref-en
- ↑ All in the FUor FamilyШаблон:Ref-en
Шаблон:Выбор языка Шаблон:Переменные звёзды
