Curva de luz de banda azul para FU Orionis, adaptada de Clarke et al. (2005). [1] El gráfico insertado, adaptado de Siwak, et al. (2013), [2] ilustra la variabilidad en escalas de tiempo cortas.
El modelo actual desarrollado principalmente por Lee Hartmann y Scott Jay Kenyon asocia la llamarada FU Orionis con una transferencia abrupta de masa desde un disco de acreción hacia una estrella joven y de baja masa T Tauri . [3] [4] Se estima que las tasas de acreción de masa de estos objetos son de alrededor de 10 −4 masas solares por año. El tiempo de ascenso de estas erupciones suele ser del orden de 1 año, pero puede ser mucho más largo. La vida útil de esta fase de alta acreción y alta luminosidad es del orden de décadas. Sin embargo, incluso con un lapso de tiempo tan relativamente corto, hasta 2015 [actualizar]no se había observado que ningún objeto FU Orionis se apagara. Al comparar el número de estallidos de FUor con la tasa de formación de estrellas en el vecindario solar , se estima que la estrella joven promedio experimenta aproximadamente entre 10 y 20 erupciones de FUor durante su vida.
Los espectros de las estrellas FU Orionis están dominados por las características de absorción producidas en el disco de acreción interior. El espectro de la parte interior produce un espectro de supergigante FG , mientras que las partes exteriores y las partes ligeramente más frías del disco producen un espectro de supergigante de tipo KM que se puede observar en el infrarrojo cercano . En las estrellas FU Orionis predomina la radiación del disco, que se puede utilizar para estudiar las partes internas del disco. [5]
Los prototipos de esta clase son: FU Orionis , V1057 Cygni , V1515 Cygni, [6] y la protoestrella incrustada V1647 Orionis, [7] que entró en erupción en enero de 2004.
^ Clarke, C.; Lodato, G.; Melnikov, SY; Ibrahimov, MA (agosto de 2005). "La evolución fotométrica de los objetos FU Orionis: inestabilidad del disco e interacción viento-envolvente". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 361 (3): 942–954. arXiv : astro-ph/0505515 . Bibcode :2005MNRAS.361..942C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09231.x .
^ Siwak, Michal; Rucinski, Slavek M.; Matthews, Jaymie M.; Kuschnig, Rainer; Guenther, David B.; Moffat, Anthony FJ; Rowe, Jason F.; Sasselov, Dimitar; Weiss, Werner W. (junio de 2013). "Variabilidad fotométrica en FU Ori y Z CMa observada por MOST". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 432 (1): 194–199. arXiv : 1303.2568 . Código Bibliográfico :2013MNRAS.432..194S. doi : 10.1093/mnras/stt441 .
^ Bertout, C. (1989). "Estrellas T Tauri, salvajes como el polvo". Annu. Rev. Astron. Astrophys . 27 : 351. Bibcode :1989ARA&A..27..351B. doi :10.1146/annurev.aa.27.090189.002031.
^ Reipurth, B. (1990), "Erupciones de FU Orionis y evolución estelar temprana", Estrellas en llamaradas en cúmulos estelares , 137 : 229, Bibcode :1990IAUS..137..229R
^ Siwak, Michał; Winiarski, Maciej; Ogłoza, Waldemar; Dróżdż, Marek; Zola, Estanislao; Moffat, Anthony FJ; Stachowski, Grzegorz; Rucinski, Slavek M.; Cameron, Chris; Matthews, Jaymie M.; Weiss, Werner W. (octubre de 2018). "Perspectivas sobre las regiones internas del disco FU Orionis". Astronomía y Astrofísica . 618 : A79. arXiv : 1807.09134 . Código Bib : 2018A&A...618A..79S. doi : 10.1051/0004-6361/201833401 . ISSN 0004-6361.
