Observaciones de un Evento FU Orionis en VdBH 221
Analizando una gran explosión de una estrella joven en el cúmulo VdBH 221.
― 6 minilectura
Tabla de contenidos
Durante su desarrollo temprano, las estrellas jóvenes, conocidas como Objetos Estelares Jóvenes (YSOs), ganan la mayor parte de su masa en ráfagas. Uno de los fenómenos raros entre estas es el brote tipo FU Orionis, o evento FUOr. Estos eventos son clave para estudiar cómo se comportan las estrellas jóvenes durante sus etapas de acumulación de masa. En este artículo, vamos a hablar sobre un caso específico de un brote en curso en un joven cúmulo abierto llamado VdBH 221, enfocándonos en sus características e implicaciones para nuestro conocimiento sobre la formación de estrellas.
¿Qué Son los Eventos FU Orionis?
Los eventos FUOr son explosiones de Brillo muy potentes que se ven en estrellas jóvenes. Normalmente muestran aumentos significativos en el brillo, a menudo mayores de 5 magnitudes en luz óptica. Estos eventos no son comunes; ocurren aproximadamente una vez cada 10,000 a 100,000 años por estrella, con solo unos pocos confirmados hasta ahora. La mayoría de los brotes FUOr comparten características comunes: alto brillo y efectos duraderos, que pueden durar décadas o siglos. Esto los distingue de eventos más cortos y menos intensos.
Recientemente, los investigadores han detectado estos comportamientos explosivos en una variedad de estrellas en diferentes etapas de desarrollo, particularmente en estrellas embebidas. Hay varias teorías sobre qué causa estas explosiones, incluyendo cambios gravitacionales, inestabilidad térmica e interacciones con estrellas o planetas vecinos.
Hallazgos Recientes en VdBH 221
En nuestra investigación, nos centramos en una estrella joven del cúmulo VdBH 221 que actualmente está experimentando un brote. Se observó que esta estrella tenía un aumento de brillo de 6.3 magnitudes, lo que indica una fase eruptiva fuerte. La estrella ha mostrado varios cambios en el brillo a diferentes longitudes de onda de luz, proporcionando información sobre sus propiedades físicas y composición.
El brote observado tiene un pico de luminosidad alto y una tasa de acumulación de masa notable. Los datos recopilados incluyen mediciones previas al brote y cambios posteriores, incluyendo el brillo antes y después de la explosión.
Observaciones Clave
Para entender mejor este brote, miramos varias formas de datos. Las observaciones fotométricas ayudan a medir el brillo a lo largo del tiempo, mientras que los datos espectrales revelan propiedades de la atmósfera de la estrella y sus alrededores. Observamos un retraso significativo de alrededor de 100 días entre el brillo máximo en luz óptica e infrarroja, lo que sugiere que la inestabilidad comienza desde una parte más profunda del disco circundante de la estrella y se mueve hacia afuera.
La luz de esta estrella es similar a la de otras estrellas FUOr, indicando que tiene un disco de acumulación brillante que ayuda a que brille. Estas observaciones pueden proporcionar pistas sobre cómo se mueven los materiales hacia la estrella y cómo la estrella cambia a través de este proceso.
¿Qué es una Distribución de Energía Espectral?
La distribución de energía espectral, o SED, es una forma de mostrar cuánta luz emite una estrella en diferentes longitudes de onda. Al analizar la SED de nuestra estrella objetivo antes y durante su brote, podemos inferir su temperatura y otras propiedades físicas. La SED durante el brote sugirió que la estrella tenía una masa baja y estaba experimentando algo de polvo que bloquea la luz.
El brillo y la temperatura de la estrella antes del brote indicaron que era una YSO de baja masa, consistente con otras estrellas en su cúmulo. Las características únicas observadas en el espectro durante el brote se parecen a otras estrellas FUOr conocidas, reforzando nuestra clasificación de ella como un objeto joven.
Etapas del Brote
El brote se puede dividir en varias etapas:
- Etapa Pre-brote: Antes de cualquier aumento en el brillo, establecemos una línea base para el brillo de la estrella.
- Etapa Ascendente: Esto sucede cuando el brillo comienza a aumentar rápidamente, lo cual observamos comenzando a finales de 2013.
- Etapa Pico: La estrella alcanza su brillo más alto, indicando cambios significativos en sus características físicas.
- Etapa Decayente: Después del pico, el brillo comienza a declinar, aunque nuestras observaciones sugieren que todavía mantiene un brillo considerable.
Técnicas de Observación
Para captar estos cambios, usamos varios telescopios y técnicas de imagen. Nuestras observaciones abarcaron varios años e incluyeron datos tanto ópticos como infrarrojos. Los datos mostraron cómo el brillo de la estrella objetivo cambió a lo largo del tiempo.
En 2021 y 2022, recopilamos datos utilizando imaginadores y telescopios infrarrojos avanzados. Estos nos permitieron capturar diferentes longitudes de onda de luz y reunir más información sobre el comportamiento de la estrella.
También analizamos datos de archivo de misiones como Gaia, que proporciona información crítica sobre la distancia y los movimientos de la estrella. Estos datos son esenciales para entender el entorno general alrededor de la estrella.
Entendiendo las Curvas de Luz
Las curvas de luz son representaciones gráficas del brillo de una estrella a lo largo del tiempo. Al analizar estas curvas de luz, podemos identificar patrones y cambios en el brillo. Por ejemplo, notamos que la estrella mostró un rápido aumento de brillo durante la etapa ascendente y un declive comparativamente más lento después.
Estos patrones dan pistas sobre los procesos físicos que ocurren dentro y alrededor del disco de acumulación de la estrella. Al estudiar las curvas de luz, podemos explorar los mecanismos que impulsan el brote y sus implicaciones para la formación de estrellas.
Implicaciones para la Formación de Estrellas
El comportamiento exhibido por esta estrella joven en el cúmulo VdBH 221 es clave para entender cómo se forman y evolucionan las estrellas. Las tasas significativas de acumulación de masa observadas durante este brote indican que la estrella todavía está reuniendo material, lo cual es crucial para su crecimiento.
Entender estos eventos de brote nos ayuda a aprender más sobre las condiciones que crean estrellas. Cada nueva observación refuerza o desafía las teorías existentes sobre la formación de estrellas y los roles que juegan diferentes factores ambientales.
Conclusión
El brote en curso de la joven estrella en el cúmulo VdBH 221 presenta una gran oportunidad para entender la dinámica de la formación de estrellas. A través de una combinación de datos fotométricos y espectrales, hemos podido caracterizar el comportamiento de esta estrella durante su fase eruptiva.
La rareza de los eventos FUOr hace que este sea un estudio emocionante, proporcionando información sobre cómo las estrellas jóvenes evolucionan y acumulan masa. Continuar las observaciones es esencial para desentrañar las complejidades de estos fenómenos, y los resultados ayudarán a nuestra comprensión de los objetos estelares jóvenes y sus trayectorias en el cosmos.
A medida que reunimos más datos y refinamos nuestras técnicas, esperamos pintar un cuadro más claro de cómo estrellas como nuestra objetivo evolucionan y qué impulsa sus dramáticos brotes.
Título: Multi-wavelength detection of an ongoing FUOr-type outburst on a low-mass YSO
Resumen: During the pre-main-sequence evolution, Young Stellar Objects (YSOs) assemble most of their mass during the episodic accretion process. The rarely seen FUOr-type events (FUOrs) are valuable laboratories to investigate the outbursting nature of YSOs. Here, we present multi-wavelength detection of a high-amplitude eruptive source in the young open cluster VdBH 221 with an ongoing outburst, including optical to mid-infrared time series and near-infrared spectra. The initial outburst has an exceptional amplitude of $>$6.3 mag in Gaia and 4.6 mag in $K_s$, with a peak luminosity up to 16 $L_{\odot}$ and a peak mass accretion rate of 1.4 $\times$ 10$^{-5}$ $M_\odot$ yr$^{-1}$. The optical to infrared spectral energy distribution (SED) of this object is consistent with a low-mass star (0.2$M_\odot$) with a modest extinction ($A_V < 2$ mag). A 100-d delay between optical and infrared rising stages is detected, suggesting an outside-in origin of the instability. The spectroscopic features of this object reveal a self-luminous accretion disc, very similar to FU Orionis, with a low line-of-sight extinction. Most recently, there has been a gradual increase in brightness throughout the wavelength range, possibly suggesting an enhancement of the mass accretion rate.
Autores: Zhen Guo, P. W. Lucas, R. G. Kurtev, J. Borissova, V. Elbakyan, C. Morris, A. Bayo, L. Smith, A. Caratti o Garatti, C. Contreras Peña, D. Minniti, J. Jose, M. Ashraf, J. Alonso-García, N. Miller, H. D. S. Muthu
Última actualización: 2024-01-25 00:00:00
Idioma: English
Fuente URL: https://arxiv.org/abs/2401.14470
Fuente PDF: https://arxiv.org/pdf/2401.14470
Licencia: https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/
Cambios: Este resumen se ha elaborado con la ayuda de AI y puede contener imprecisiones. Para obtener información precisa, consulte los documentos originales enlazados aquí.
Gracias a arxiv por el uso de su interoperabilidad de acceso abierto.
Enlaces de referencia
- https://byw.tools/wiseview
- https://irsa.ipac.caltech.edu/Missions/wise.html
- https://archive.eso.org/cms.html
- https://www.cosmos.esa.int/gaia
- https://star.herts.ac.uk/~pwl/Lucas/GuoZ/VVVspec/
- https://uhhpc.herts.ac.uk
- https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium
- https://svo2.cab.inta-csic.es/theory/fps/