FU-Orionis-Stern

FU-Orionis-Stern

FU-Orionis-Sterne oder FUORs sind eruptiv veränderliche Vorhauptreihensterne mit einem Helligkeitsanstieg von mehr als 5 mag innerhalb von einigen hundert Tagen und einem Abstieg zur Ruhehelligkeit innerhalb von Jahrzehnten[1].

Eigenschaften

Die FU-Orionis-Sterne zeigen einen steilen Anstieg der Helligkeit in einem Zeitraum von 100 Tagen bis zu einem Jahr. Dabei steigt die Helligkeit im Visuellen um mindestens 5 mag an und fällt danach sehr langsam wieder ab. Eine Rückkehr zur Ruhehelligkeit ist bisher noch nicht beobachtet worden und der Zeitraum des Ausbruchs dürfte länger als 100 Jahre andauern. Die Helligkeit während eines Ausbruchs unterliegt geringen Schwankungen. Die FUORs wurden ursprünglich als extrem langsame Novae klassifiziert, aber diese Interpretation gilt als überholt[2]. Vor ihrem Ausbruch zeigen die Sterne eine geringe Veränderlichkeit von circa einer Magnitudine.

Das Spektrum eines FUORs ist das eines Überriesen mit einer Spektralklasse A bis G im optischen Spektralbereich mit einer Oberflächentemperatur von bis zu 7000 K, während im nahen Infraroten das Spektrum eher als das eines Roten Riesen mit einer Temperatur von 3000 K erscheint. Im Ultraviolett ist das Spektrum früher als im Optischen[3]. Diese unterschiedlichen Spektralklassen können nicht als Folge einer schnellen Rotation des Sterns wie bei einigen Be-Sternen interpretiert werden, da die Rotationsgeschwindigkeit für die erforderliche Abplattung den Stern zerreißen würde. Alle FUORs zeigen einen ausgeprägten Infrarotexzess. Aus den blauverschobenen Emissionslinien kann ein Sternwind mit einer Geschwindigkeit von einigen 100 km/s abgeleitet werden mit einer Massenverlustrate um die 10−5 Sonnenmassen pro Jahr. Charakteristisch für FU-Orionis-Sterne sind die P-Cygni-Profile des Wasserstoffs und des Natriums sowie Absorptionsbanden des Kohlenmonoxids im nahen Infraroten. Vor dem Ausbruch zeigen FUORs das Spektrum eines T-Tauri-Sterns. Die Sterne sind sehr jung und befinden sich stets innerhalb von Sternentstehungsgebieten. Ihr geringes Alter wird durch einen hohen Anteil von Lithium in ihren Spektren unterstrichen, welches noch nicht durch thermonukleare Reaktionen zerstört wurde. Fast alle FUORs sind in einen Reflexionsnebel eingebettet[4]. Daneben zeigt ein Teil der FUORs Verbindung zu Herbig-Haro-Objekten, optischen Jets und molekularen Ausflüssen. Weiterhin zeigen sie Anzeichen für Flickering und periodische Variationen in der Form der Spektrallinien[5]. Beobachtete instabile Pseudoperioden von 2 bis 9 Tagen in den Lichtkurven der FUORs sind wahrscheinlich die Umlaufperioden von Inhomogenitäten am inneren Rand der Akkretionsscheiben. Dabei sind die Amplituden der Helligkeitsschwankungen und die Änderungen des Farbindexes B-V miteinander korreliert[6].

Bekannte FUORs sind neben dem Prototyp FU Orionis V1057 Cygni und V1515 Cygni.

Ursache des Ausbruchs

Künstlerische Darstellung eines FU-Orionis-Sterns mit einer Akkretionsscheibe

Als Ursache der lang anhaltenden Eruption wurden vermutet:

  • Auflösung einer zirkumstellaren Auflösung
  • Strukturänderungen im Sterninneren
  • Einfall eines großen Objektes auf den Stern
  • Oberflächennahe Kernreaktionen
  • Zerfall eines Magnetfeldes unterhalb eines kritischen Wertes
  • Freisetzung von thermischer Strahlung

Alle diese Hypothesen gelten als überholt, und das FU-Orionis-Stadium wird heute als ein Aufleuchten der Akkretionsscheibe um den Vorhauptreihenstern interpretiert[7]. Demnach befindet sich die Akkretionsscheibe in einem bistabilen Zustand wie bei den Zwergnovae. In der Ruhephase sammelt die Scheibe mehr einfallende Materie aus der Umgebung des Sterns ein, als sie an den T-Tauri-Stern weiterreicht. Aufgrund einer thermischen Instabilität ändert sich die Viskosität innerhalb der Akkretionsscheibe und diese innere Reibung führt sowohl zu einem Aufleuchten der Scheibe als auch zu einer stark ansteigenden Akkretionsrate auf den zentralen Stern. Während einer FUOR-Eruption können bis zu 0,01 Sonnenmassen auf den Stern transferiert werden, wobei die Massenakkretionsrate 10−5 Sonnenmassen pro Jahr erreichen kann. Dabei kann die Leuchtkraft der Akkretionsscheibe die des Sterns um den Faktor 1000 überschreiten, sodass nur noch Strahlung aus der Scheibe nachgewiesen werden kann. FU-Orionis-Sterne zeigen während des Ausbruchs Helligkeitsänderungen mit Periodenlängen in der Größenordnung von Tagen. Dies wird interpretiert als die Rotationsdauer des Sterns, der entlang von Magnetfeldlinien Materie aus der zirkumstellaren Scheibe auf seine Oberfläche akkretiert. Durch die Rotation werden die heißen Akkretionsflecken periodisch sichtbar und modulieren die Lichtkurve. Daneben ist in FUORs auch eine als Flickering bezeichnete unperiodische Helligkeitsänderung beobachtet worden[8].

Aus statistischen Argumenten ist abgeleitet worden, dass alle T-Tauri-Sterne die FUOR-Phase 10 bis 20 mal durchlaufen, und wahrscheinlich wird dabei ein erheblicher Anteil der akkretierten Masse eines jungen Sterns geringer Masse aufgenommen. Der durchschnittliche Abstand zwischen den Ausbrüchen dürfte zwischen 5.000 und 50.000 Jahren liegen[9].

Die Ausbrüche in der FU-Orionis-Phase sind wahrscheinlich die Ursache für große Spreizung der bolometrischen Helligkeiten von T-Tauri-Sternen im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Nach dem erhöhten Einfall hat der zentrale Stern große Mengen an Materie in einem kurzen Zeitraum aufgenommen und ist danach noch nicht wieder in sein thermisches Gleichgewicht zurückgekehrt. Daneben hat der Stern große Mengen an Wärmeenergie aufgenommen, die beim Aufprall der Materie auf die Oberfläche freigesetzt wurde. Der Vorhauptreihenstern reagiert darauf mit einer Expansion seines Radius. Unter einer erhöhten Abstrahlung kehrt der Stern wieder in sein Gleichgewicht zurück mit einem kontrahierenden Radius bis zur nächsten FUOR-Phase[10].

Die Eruptionen von FUORs werden mit der Entstehung von Chondriten in den protoplanetarischen Scheiben in Verbindung gebracht. Während eines Akkretionereignisses läuft eine Schockwelle durch die Scheibe und heizt die Materie auf wie die Analyse dieser Meteoriten vermuten lässt[11].

Einzelnachweise

  1. Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
  2. John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  3. Tigran Yu. Magakian et al.: V2494 Cyg: A unique FU Ori type object in the Cygnus OB7 complex. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1209.5033v1.
  4. Evgeni Semkov, Stoyanka Peneva: The new FUor star HBC 722 - one year after the outburst. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1112.3918.
  5. Stacie L. Powell, Mike Irwin, Jerome Bouvier, Cathie J. Clarke: The Periodic Spectroscopic Variability of FU Orionis. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1209.0981.
  6. Michal Siwak et al.: Photometric variability in FU Ori and Z CMa as observed by MOST. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1303.2568v1.
  7. Lee Hartmann: Accretion Processes in Star Formation (Cambridge Astrophysics). Cambridge University Press, Cambridge 2001, ISBN 0-521-78520-0.
  8. Joel D. Green et al.: Variability at the Edge: Optical Near/IR Rapid Cadence Monitoring of Newly Outbursting FU Orionis Object HBC 722. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1212.2610.
  9. Sergei Nayakshin, Giuseppe Lodato: FU Ori outbursts and the planet-disc mass exchange. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1110.6316.
  10. William J. Fischer u. a.: Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1207.2466.
  11. Alexander Scholz, Dirk Froebrich, Kenneth Wood: A systematic survey for eruptive young stellar objects using mid-infrared photometry. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1301.3152.

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