FU Orionis -tähdet ("fuorit" tai useammin "FUorit") ovat nuoria, kirkkaudeltaan muuttuvia tähtiä, joissa tapahtuu äkillisiä voimakkaita kirkastumisia. Kirkkaudenmuutosten lisäksi myös näiden tähtien spektrissä tapahtuu voimakkaita muutoksia.
FU Orionis -tähdet luokitellaan purkautuviksi muuttujiksi, ja ne näyttävät olevan fysikaalisesti lähellä T Tauri -tähtiä. On todennäköistä, että ne edustavat T Tauri -tähtiä edeltävää ja/tai niiden alkuvaiheen kehitysvaihetta, joka ajoittuu prototähtivaiheen 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 spektriluokan tähti, joka sijaitsee evolutiivisesti ns. Hayashi-käyrän 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.
Syntyvän tähden siirtyessä FU Orionis -vaiheeseen massan kasautumisvauhti ympäröivästä pilvestä tähteen laskee huomattavasti, jopa 1 000-kertaa pienemmäksi 10-8 Auringon massaan vuodessa. Purkauksissa massan kasautumisvauhti kasvaa kuitenkin 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.
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.
Wikiwand in your browser!
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
