Qu'est-ce qui s'accumule tranquillement dans la nuit et peut être une explosion à observer? Essayez un FUor… Ces étoiles à séquence d'accrétion de phase à haute accrétion et à haute luminosité peuvent ne durer que quelques décennies - mais affichent un changement extrême d'amplitude et de type spectral en très peu de temps. Alors que FU Orionis est peut-être le prototype que vous connaissez, il y a beaucoup plus à apprendre et encore plus à observer! Sortez dans le noir avec moi et jetons un œil…
Ce que nous savons jusqu'à présent sur les étoiles de type FU Orionis, c'est qu'elles s'évasent avec un transfert de masse brutal d'un disque d'accrétion sur une jeune étoile de type T Tauri de faible masse. En soi, c'est très excitant car près de la moitié des étoiles T Tauri ont des disques circumstellaires ou des disques protoplanétaires. Ceux-ci pourraient très bien être les précurseurs de systèmes planétaires similaires à notre propre système solaire! Comment savons-nous qu'il y a un disque là-bas? Essayez la variablilité. «L'extinction circumstellaire variable est indiquée comme responsable des variations visibles observées dans le flux du continuum stellaire et des changements concomitants des caractéristiques d'émission par effet de contraste. Des structures grumeleuses, incorporant de gros grains de poussière et en orbite autour de l'étoile à quelques dixièmes de l'UA, obscurcissent épisodiquement l'étoile et, éventuellement, une partie de la zone circumstellaire intérieure, tandis que la majeure partie des lignes d'hydrogène émettant la zone et la région du vent externe de faible densité tracées par [l'OI] ne sont pas affectés. » dit E. Schisano (et al), "Cohérent avec ce scénario, les changements de vitesse radiale détectés sont également explicables en termes de matériaux grumeleux transitant et obscurcissant partiellement l'étoile."
Alors que les taux d'accrétion d'un FUor peuvent varier de 4 à 10 masses solaires par an et que ses éruptions durent jusqu'à un an ou plus, les astronomes pensent que leur durée de vie ne dure que quelques décennies. La proto-étoile elle-même peut également se limiter à subir en moyenne une à deux éruptions chaque année. «La luminosité des FUors augmente de plusieurs magnitudes en un à plusieurs ans. L'explication actuellement privilégiée pour cette augmentation de la luminosité est celle d'une augmentation spectaculaire de l'accrétion du matériau du disque autour d'une jeune étoile. Le mécanisme conduisant à cette augmentation d'accrétion est un sujet de débat. » dit S. Pfalzner, «Les taux d'accrétion induite, le profil d'accrétion temporel global, le temps de décroissance et peut-être le taux de binarité que nous obtenons pour l'accrétion induite par la rencontre s'accordent très bien avec les observations des FUors. Cependant, le temps de montée d'un an observé dans certains FUors est difficile à réaliser dans nos simulations à moins que la matière ne soit stockée quelque part près de l'étoile puis relâchée après qu'une certaine limite de masse soit dépassée. L'argument le plus sévère contre le phénomène FUors causé par les rencontres est que la plupart des FUors se trouvent dans des environnements à faible densité stellaire.
Étonnamment, même compte tenu de la courte période de temps pendant laquelle un FUor existe, personne n'a jamais vu une suppression progressive. «Une analyse de corrélation croisée montre que les spectres FUor et FUor ne sont pas cohérents avec les naines de type tardif, les géants ou les protostars intégrés. Les corrélations croisées montrent également que les sources d'énergie HH de type FUor observées ont des spectres sensiblement similaires à ceux des FUors. » dit Thomas P. Greene (et al), «Les deux groupes d'objets ont également des couleurs proches dans l'infrarouge. Les grandes largeurs de ligne et la nature à double pic des spectres des étoiles de type FUor sont conformes au modèle de disque d'accrétion établi pour les FUors, également cohérent avec leurs couleurs proche infrarouge. Il semble que les jeunes étoiles avec des caractéristiques de type FUor peuvent être plus courantes que prévu à partir des relativement peu de FUors classiques connus.
À quel point ces personnages inhabituels sont-ils courants et observables? Beaucoup plus que vous ne le pensez. Selon Bo Reipurth (et al); «La classe originale de FUor était définie par un petit nombre (5-6) d'étoiles de séquence pré-principale qui avaient été observées s'illuminer de 3 à 6 magnitudes sur des échelles de temps de 1 à 10 ans. La classe a depuis été augmentée par un nombre comparable d'étoiles qui ont des spectres ou des SED similaires aux FUors classiques, mais qui n'ont pas été observés comme se comportant photométriquement de cette manière. Il est probable que le phénomène FUor soit récurrent, mais il n'est pas du tout clair s'il s'agit d'une propriété partagée par les étoiles T Tauri ordinaires, ou s'il est limité à une minorité spéciale d'entre elles. Il est important que plus d'exemples soient trouvés, et trouvés rapidement, et comme résultat d'une recherche systématique plutôt que par accident comme cela a été le cas dans le passé. Le but serait d'examiner, sur une base mensuelle régulière, tous les nuages moléculaires à environ 2 kpc qui se trouvent le long du plan galactique et de la Ceinture de Gould pour les étoiles faibles (ou précédemment invisibles) qui s'étaient éclairées d'une magnitude ou plus. Il est essentiel que de telles détections soient suivies spectroscopiquement dès que possible, pour éliminer les intrus: étoiles flares, variables cataclysmiques, Miras et EXors (ce dernier étant également une séquence pré-principale mais qui, contrairement aux FUors, retrouve rapidement sa luminosité d'origine niveau, généralement dans un an ou moins). Tous ces objets se distinguent facilement les uns des autres, même à une résolution spectroscopique modeste. Une telle enquête en cours permettrait également de suivre l'évolution des FUors. »
Alors faisons la danse FUor!
Selon CBET 2033 publié le 21 novembre 2009 par l'Union astronomique internationale: «La découverte d'une éventuelle éruption de type FU-Ori (voir Hartmann et Kenyon 1996, ARAA 34, 207) est située à R.A. = 6h09m19s.32, déc. = -6o41’55 ”.4 (équinoxe 2000.0), et coïncidant avec la source infrarouge IRAS 06068-0641. Découvert par le CRTS le 10 novembre, il s'éclaircit en continu depuis au moins début 2005 (quand il était de mag 14,8 sur des images CCD non filtrées) jusqu'à la magnitude actuelle de 12,6, et pourrait éventuellement s'éclaircir davantage. Sur les images récentes, une faible nébuleuse de réflexion cométaire est visible à l'est. Un spectre (gamme 350-900 nm), pris avec le télescope SMARTS de 1,5 m à Cerro Tololo, le 17 novembre, montre H-alpha en émission, toutes les autres raies Balmer et He I (à 501,5 nm) en absorption, et un triplet infrarouge Ca II très puissant en émission, confirmant qu'il s'agit d'un jeune objet stellaire. L'objet se trouve à l'intérieur d'une nébuleuse sombre au sud de l'association Mon R2, et est probablement lié à celle-ci. De plus, également à l'intérieur de cette nébuleuse sombre, un deuxième objet à R.A. = 6h09m13s.70, déc. = -6o43’55 ”.6, coïncidant avec IRAS 06068-0643, a varié entre mag 15 et 20 au cours des dernières années, rappelant les objets de type UX-Ori avec des fondus très profonds. De plus, ce deuxième objet supporte une nébuleuse à réflexion cométaire variable, s'étendant vers le nord. Le spectre de cet objet montre également H-alpha et le puissant triplet infrarouge Ca II en émission. »
Visible? Ouais. Tu le sais. Et voici les résultats sur le terrain large pris par Joe Brimacombe…
«Un plus petit site de formation d'étoiles continue dans le nuage moléculaire Mon R2 sont les objets associés aux GGD 16 et 17. Au sud de GGD 17, l'étoile T Tauri Bretz 4 est probablement associée à l'objet GGD. Cette étoile a été étudiée par spectroscopie et a été classée par type spectral K4 avec un spectre d'émission de classe 5. » dit Carpenter et Hodapp, «La source infrarouge IRS 2 coïncide avec Bretz 4, tandis que l'IRS 1 plus profondément intégré n'a pas d'équivalent optique et se situe entre les objets GGD. Une étude optique détaillée a montré que le GGD 17 fait partie d'un jet incurvé s'étendant au nord de l'étoile Bretz 4 et composé de HH 271, et peut-être aussi de HH 273. La nébulosité près de l'étoile montre la morphologie typique de la lumière diffusée d'une paroi de la cavité de sortie . Les objets infrarouges intégrés et la nébulosité par réflexion optique dans la région GGD 16-17 générale sont associés à une émission de 850 µm. »
Capturez un FUor… C'est peut-être la chose la plus inhabituelle que vous ayez jamais faite!
Un grand merci à Joe Brimacombe pour les images impressionnantes et l'éveil de ma curiosité «FUor»!
