Asema tähtien kehityksessä
FU Orionis -tähdet luokitellaan
purkautuviksi muuttujiksi ja ne näyttävät olevan fysikaalisesti lähellä
T Tauri -tähtiävaiheenvaiheen. On todennäköistä, että ne edustavat T Tauri -tähtiä edeltävää ja/tai niiden alkuvaiheen kehitysvaihetta, joka ajoittuu
prototähti ja kaasun kasautumisvaiheen väliin. Kasautumisvaiheessa esitähteen kertyy sitä ympäröivästä pilvestä kaasua. Tähti on tällöin hyvin nuori; sen ikä on vain 45 000 – 300 000 vuotta. Merkkinä nuoresta iästä FU Orionis -tähdellä on aina nähtävissä komeettamainen
heijastussumu ympärillään.
Tähtiluokka on nimetty ensimmäisen tunnetun edustajansa, FU Orioniksen mukaan. Tämä on cF5–G3 Ia spektriluokannn tähti, joka sijaitsee evolutiivisesti ns. Hayashi-käyrä huipulla. Litiumia tähdessä on 80 kertaa enemmän kuin Auringossa, mikä viittaa siihen etteivät ydinreaktiot ole alkaneet, vaan tähti loistaa kutistumisensa tuottamalla energialla. FU Orionis itse löydettiin vuonna 1936 sen ilmestyttyä pimeän sumun keskelle.
Purkaus
Syntyvän tähden siirtyessä FU Orionis -vaiheeseen, massan kasautumisvauhti ympäröivästä pilvestä tähteen laskee huomattavasti, jopa 1000-kertaa pienemmäksi 10
-8 Auringon massaan vuodessa. Kuitenkin purkauksissa massan kasautumisvauhti kasvaa hetkellisesti 3·10
-4 Auringon massaan vuodessa.
FU Orionis -tähtien valokäyrä on hyvin tyypillinen. Purkauksessa tähti kirkastuu parin kuukauden aikana noin kuusi magnitudia ja alkaa sitten himmetä hitaasti pitkän maksimikirkkauden jakson jälkeen 1–2 magnitudia vuodessa. Tähden spektriluokka kirkkaushuipussa on Ae(alfa)–Gpe(alfa), ja siinä havaitaan emissiospektrin asteittaista muuttumista purkauksen edetessä. Purkautumismekanismin fysikaalista perustaa ei täysin tunneta ja on mm. esitetty että purkauksen laukaisijana toimisi tähteä kiertävä jättiläisplaneetta[1] 
.
Ryhmään kuuluvia tähtiä
FU Orionis -tähdet ovat lukumäärältään eräs pienimmistä muuttuvien tähtien tyypeistä. Ryhmän edustajia on tähän mennessä havaittu vain neljä kappaletta (FU Orionis, V1057 Cygni, V1515 Cygni sekä 1647 Orionis). Maaliskuussa 2006 julkaistun tutkimuksen mukaan myös V733 Cephei saattaa kuulua tähän ryhmään. Pieni määrä johtunee ilmiön lyhytaikaisuudeta, kertaluontoisuudesta sekä siitä, että useimmat tähdet ovat syttyessään niin paksun
kaasu- ja pölypilven peitossa, että ilmiö jää havaitsematta.
Katso myös
Aiheesta muualla
|
Tietoja 
