Stella FU Orionis

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Breve animazione video, in inglese, che descrive l'emissione nei raggi X della protostella V1647 Orionis del 2004.

Le stelle FU Orionis (anche oggetti FU Orionis o FUor) sono una classe di variabili di tipo Orione che mostrano ad intervalli di tempo irregolari un grosso cambiamento nel tipo spettrale e nella magnitudine apparente, come nel caso di V1057 Cygni, che diventa più luminosa di 6 magnitudini variando dal tipo spettrale K al tipo A.[1] Si tratta di stelle pre-sequenza principale che possiedono degli eccessi di emissione nel range dell'infrarosso, segno della presenza in orbita di un disco circumstellare costituito da gas e polveri,[2] e spesso sono accompagnati da importanti emissioni di raggi X.[3] I loro spettri sono caratterizzati da linee di differente spessore in gran parte non identificate; le linee più cospicue sono costituite dalle linee di assorbimento del monossido di carbonio (CO).[4]

I modelli elaborati dagli astronomi associano i brillantissimi flare di questo tipo di stelle ad improvvisi trasferimenti di materia da un disco di accrescimento in una giovane (~10.000 anni[2]) e poco massiccia protostella o stella T Tauri. Il tasso di accrescimento per questi oggetti è stimato mediamente, durante le fasi di quiescenza, in circa 10−4 masse solari di materia all'anno,[5] che divengono 10−3–10−2 in corrispondenza dei fenomeni eruttivi.[5]

Le eruzioni permangono visibili per tempi in genere pari ad un anno, ma in certi casi possono durare anche di più.[6] Il lasso di tempo che intercorre tra gli accrescimenti e le eruzioni è normalmente dell'ordine di alcuni decenni, anche se non è infrequente che questo intervallo temporale possa subire degli accorciamenti o delle dilatazioni.[6] Confrontando il numero di esplosioni delle FUor con il tasso di formazione stellare nelle vicinanze del Sole si è visto che, in media, le stelle più giovani vanno incontro a circa 10–20 esplosioni come quelle che caratterizzano le FUor durante la loro vita.

Oggetti peculiari appartenenti a questa classe sono FU Orionis (prototipo della classe), V1057 Cygni e V1515 Cygni. Recentemente si è aggiunta la protostella V1647 Orionis, che ha eruttato nel biennio 2004-2006; le caratteristiche di quest'ultima tuttavia inducono a ritenere che non si tratti di un FUor sensu stricto, ma forse più probabilmente di una via di mezzo con un'altra classe di variabili Orione, le EXor.[7]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ V. Mendoza, E. Eugenio, Photometric Observations of V1057 Cygni, in Astrophysical Journal, vol. 169, novembre 1971, pp. L117. URL consultato il 7 agosto 2010.
  2. ^ a b G. H. Herbig, Eruptive phenomena in early stellar evolution, in Astrophysical Journal (Part 1), vol. 217, 1º novembre 1977, pp. 693-715, DOI:10.1086/155615. URL consultato il 7 agosto 2010.
  3. ^ B. Stelzer, S. Hubrig, S. Orlando, G. Micela, Z. Mikulášek, M. Schöller, The X-ray emission from Z Canis Majoris during an FUor-like outburst and the detection of its X-ray jet, in Astronomy and Astrophysics, vol. 499, n. 2, maggio 2009, pp. 529-533, DOI:10.1051/0004-6361/200911750. URL consultato il 7 agosto 2010.
  4. ^ T. P. Greene, C. Aspin, B. Reipurth, High-Resolution Near-Infrared Spectroscopy of Fuors and Fuor-Like Stars, in The Astronomical Journal, vol. 135, n. 4, aprile 2008, pp. 1421-1429, DOI:10.1088/0004-6256/135/4/1421. URL consultato il 7 agosto 2010.
  5. ^ a b S. J. Kenyon, L. Hartmann, R. Hewett, Accretion disk models for FU Orionis and V1057 Cygni - Detailed comparisons between observations and theory, in Astrophysical Journal (Part 1), vol. 325, 1º febbraio 1988, pp. 231-251. URL consultato il 7 agosto 2010.
  6. ^ a b J. H. Kastner, M. Richmond, N. Grosso, D. A. Weintraub, et al, V1647 Orionis: The X-Ray Evolution of a Pre-Main-Sequence Accretion Burst, in The Astrophysical Journal, vol. 648, n. 1, settembre 2006, pp. L43-L46, DOI:10.1086/507992. URL consultato il 14 luglio 2009.
  7. ^ J. A. Acosta-Pulido, M. Kun, P. Ábrahám, Á. Kóspál, S. Z. Csizmadia, et al, The 2004-2006 Outburst and Environment of V1647 Ori, in The Astronomical Journal, vol. 133, maggio 2007, pp. 2020-2036. URL consultato l'8 luglio 2009.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

  • (EN) J. Ballesteros-Paredes, R. S. Klessen, M.-M. Mac Low, E. Vazquez-Semadeni, Molecular Cloud Turbulence and Star Formation, in B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil (a cura di), Protostars and Planets V, pp. 63–80, ISBN 0-8165-2654-0.
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica, Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1.
  • (EN) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2, Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2.
  • (EN) Juhan Frank, Andrew King, Derek Raine, Accretion power in astrophysics, 3ª ed., Cambridge University Press, 2002, ISBN 0-521-62957-8.
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte, Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5.
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia, Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8.
  • (EN) M. Salaris, Evolution of stars and stellar populations, a cura di S. Cassisi, John Wiley and Sons, 2005, pp. 108–109, ISBN 0-470-09220-3.
  • W. Owen, Atlante illustrato dell'Universo, Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4.
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7.
  • (EN) B. Reipurth, et al., Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky, vol. 4, ASP Monograph Publications, 2008, ISBN 1-58381-670-4.
  • (EN) B. Reipurth, et al., Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky, vol. 5, ASP Monograph Publications, 2008, ISBN 1-58381-671-2.

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