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2025-07-25T20:38:17Z

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'''FU-Orionis-Sterne''' oder '''FUORs''' sind [[Eruptiv veränderlicher Stern|eruptiv veränderliche]] Vor[[hauptreihe]]nsterne mit einem [[Lichtkurve|Helligkeitsanstieg]] von mehr als 5 [[Scheinbare Helligkeit|mag]] innerhalb von einigen hundert Tagen und einem Abstieg zur Ruhehelligkeit innerhalb von Jahrzehnten.<ref>{{Literatur |Autor=[[Cuno Hoffmeister]], G. Richter, W. Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=J. A. Barth Verlag |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}</ref> Die [[Klassifizierung der Sterne|Sternklasse]] ist benannt nach ihrem Prototyp [[FU Orionis]].

== Eigenschaften ==
=== Spektrum ===
Das [[Emissionsspektrum|Spektrum]] eines FUORs ist das eines [[Überriese]]n mit einer [[Spektralklasse]] A bis G im optischen Spektralbereich und einer [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] bis zu 7000 [[Kelvin|K]], während im [[Nahes Infrarot|nahen Infrarot]] das Spektrum eher als das eines [[Roter Riese|Roten Riesen]] mit einer Temperatur von 3000 K erscheint. Im [[Ultraviolettstrahlung|Ultraviolett]] ist das Spektrum früher als im Optischen.<ref>{{Literatur |Autor=Tigran Yu. Magakian et al. |Titel=V2494 Cyg: A unique FU Ori type object in the Cygnus OB7 complex |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1209.5033v1}}</ref> Diese unterschiedlichen Spektralklassen können – anders als bei einigen [[Be-Stern]]en ''- nicht'' als Folge einer schnellen [[Rotation (Physik)|Rotation]] des Sterns interpretiert werden, da die Rotationsgeschwindigkeit für die erforderliche [[Abplattung]] den Stern zerreißen würde.

Alle FUORs zeigen einen ausgeprägten [[Infrarotexzess]]. Aus den blauverschobenen [[Emissionslinie]]n kann ein [[Sternwind]] mit einer Geschwindigkeit von einigen 100 km/s abgeleitet werden mit einer [[Massenverlustrate]] um die 10<sup>−5</sup> [[Sonnenmasse]]n pro Jahr. Charakteristisch für FU-Orionis-Sterne sind die [[P-Cygni-Profil]]e des [[Wasserstoff]]s und des [[Natrium]]s sowie [[Absorptionsbande]]n des [[Kohlenstoffmonoxid|Kohlenmonoxids]] im nahen Infraroten. Vor dem Ausbruch zeigen FUORs das Spektrum eines [[T-Tauri-Stern]]s.

=== Lichtkurve ===
Die FU-Orionis-Sterne zeigen einen steilen Anstieg der Helligkeit in einem Zeitraum von 100 Tagen bis zu einem Jahr. Dabei steigt die Helligkeit im Visuellen um mindestens 5 mag an und fällt danach sehr langsam wieder ab. Eine vollständige Rückkehr zur Ruhehelligkeit ist bisher noch nicht beobachtet worden, der Zeitraum des Ausbruchs dürfte daher länger als 100 Jahre andauern. Während eines Ausbruchs unterliegt die Helligkeit nur geringen Schwankungen. Die FUORs wurden ursprünglich als extrem langsame [[Nova (Stern)|Novae]] klassifiziert, aber diese Interpretation gilt als überholt.<ref>{{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref> Vor ihrem Ausbruch zeigen sie eine geringe Veränderlichkeit von circa einer Magnitude.

=== Sonstiges ===
FUOR-Sterne sind sehr jung und befinden sich stets innerhalb von [[Sternentstehungsgebiet]]en. Ihr geringes Alter wird durch einen hohen Anteil von [[Lithium]] in ihren Spektren unterstrichen, welches noch nicht durch [[thermonukleare Reaktion]]en zerstört wurde.

Fast alle FUORs sind in einen [[Reflexionsnebel]] eingebettet.<ref>{{Literatur |Autor=Evgeni Semkov, Stoyanka Peneva |Titel=The new FUor star HBC 722 - one year after the outburst |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1112.3918}}</ref> Daneben zeigt ein Teil der FUORs Verbindung zu [[Herbig-Haro-Objekt]]en, optischen [[Jet (Astronomie)|Jets]] und molekularen Ausflüssen.

Weiterhin zeigen FUORs Anzeichen für [[Flickering (Astronomie)|Flickering]]<ref>{{Literatur |Autor=Joel D. Green et al. |Titel=Variability at the Edge: Optical Near/IR Rapid Cadence Monitoring of Newly Outbursting FU Orionis Object HBC 722 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1212.2610}}</ref> und periodische Variationen in der Form der Spektrallinien.<ref>{{Literatur |Autor=Stacie L. Powell, Mike Irwin, Jerome Bouvier, Cathie J. Clarke |Titel=The Periodic Spectroscopic Variability of FU Orionis |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1209.0981}}</ref> Beobachtete instabile Pseudoperioden von 2 bis 9 Tagen in den Lichtkurven sind wahrscheinlich die Umlaufperioden von Inhomogenitäten am inneren Rand der Akkretionsscheiben. Dabei sind die [[Amplitude]]n der Helligkeitsschwankungen und die Änderungen des [[Farbindex]]es B-V miteinander korreliert.<ref>{{Literatur |Autor=Michal Siwak et al. |Titel=Photometric variability in FU Ori and Z CMa as observed by MOST |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1303.2568v1}}</ref>

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell 11 Sterne mit dem Kürzel ''FU'' sowie weitere 14 vermutete FU-Orionis-Sterne. Damit ist dieser Typ sehr selten und weniger als 0,05 % aller Sterne in diesem Katalog gehören zur Klasse der FU-Orionis-Sterne.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-08-04}}</ref>

== Ursache des Ausbruchs ==
[[Datei:TTauriStarDrawing.jpg|mini|Künstlerische Darstellung eines FU-Orionis-Sterns mit einer [[Akkretionsscheibe]]]]

Das FU-Orionis-Stadium wird heute als ein Aufleuchten der [[Akkretionsscheibe]] um den Vorhauptreihenstern interpretiert.<ref>{{Literatur |Autor=Lee Hartmann |Titel=Accretion Processes in Star Formation (Cambridge Astrophysics) |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2001 |ISBN=0-521-78520-0}}</ref> Demnach befindet sich die Akkretionsscheibe in einem [[Bistabilität|bistabilen]] Zustand ([[Akkretionsscheibe #Disc Instability Model|''Disc Instability Model'']]) wie bei den [[Zwergnova]]e. In der Ruhephase sammelt die Scheibe mehr einfallende Materie aus der Umgebung des Sterns ein, als sie an den T-Tauri-Stern weiterreicht.

Aufgrund einer thermischen Instabilität ändert sich die [[Viskosität]] in der Akkretionsscheibe, und diese innere Reibung führt sowohl zu einem Aufleuchten der Scheibe als auch zu einer stark ansteigenden Akkretionsrate auf den zentralen Stern: während einer Eruption können bis zu 0,01 Sonnenmassen auf den Stern transferiert werden, wobei die Massenakkretionsrate aus der Umgebung nur 10<sup>−5</sup> Sonnenmassen pro Jahr erreichen kann. Dabei kann die [[Leuchtkraft]] der Akkretionsscheibe die des Sterns um den Faktor 1000 überschreiten, sodass nur noch Strahlung aus der Scheibe nachgewiesen wird.

<nowiki />Aus [[Statistik|statistischen]] Argumenten ist abgeleitet worden, dass alle T-Tauri-Sterne die FUOR-Phase 10 bis 20 mal durchlaufen, wahrscheinlich wird dabei ein erheblicher Anteil der akkretierten Masse eines jungen Sterns geringer Masse aufgenommen. Der durchschnittliche Abstand zwischen den Ausbrüchen dürfte zwischen 5.000 und 50.000 Jahren liegen.<ref>{{Literatur |Autor=Sergei Nayakshin, Giuseppe Lodato |Titel=FU Ori outbursts and the planet-disc mass exchange |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1110.6316}}</ref><nowiki />

Während des Ausbruchs zeigen FU-Orionis-Sterne Helligkeitsänderungen mit [[Periode (Physik)|Perioden]]<nowiki />längen in der Größenordnung von Tagen. Dies wird interpretiert als die Rotationsdauer des Sterns, der entlang von [[Magnetismus|Magnet]][[feldlinie]]n Materie aus der zirkumstellaren Scheibe auf seine Oberfläche akkretiert. Durch die Rotation werden die heißen Akkretionsflecken periodisch sichtbar und modulieren die Lichtkurve.

Die Ausbrüche in der FU-Orionis-Phase sind wahrscheinlich die Ursache für große Spreizung der [[Bolometrische Helligkeit|bolometrischen Helligkeiten]] von T-Tauri-Sternen im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]. Nach dem erhöhten Einfall hat der zentrale Stern große Mengen an Materie in einem kurzen Zeitraum aufgenommen und ist danach noch nicht wieder in sein [[Thermodynamisches Gleichgewicht|thermisches Gleichgewicht]] zurückgekehrt. Daneben hat der Stern große Mengen an [[Thermische Energie|Wärmeenergie]] aufgenommen, die beim Aufprall der Materie auf die Oberfläche freigesetzt wurde. Der Vorhauptreihenstern reagiert darauf mit einer Expansion seines Radius. Unter erhöhter Abstrahlung und mit abnehmendem Radius kehrt er dann wieder in sein Gleichgewicht zurück, bis zur nächsten FUOR-Phase.<ref>{{Literatur |Autor=William J. Fischer u. a. |Titel=Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.2466}}</ref>

Die Eruptionen von FUORs werden mit der Entstehung von [[Chondrit]]en in [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetarischen Scheiben]] in Verbindung gebracht. Wie die Analyse dieser [[Meteorit]]en vermuten lässt, läuft während eines Akkretionereignisses eine [[Stoßwelle|Schockwelle]] durch die Scheibe und heizt die Materie auf.<ref>{{Literatur |Autor=Alexander Scholz, Dirk Froebrich, Kenneth Wood |Titel=A systematic survey for eruptive young stellar objects using mid-infrared photometry |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.3152}}</ref>

=== Überholte Theorien ===
Als Ursache der lang anhaltenden Eruption wurden früher vermutet:
* Auflösung einer zirkumstellaren Scheibe
* Strukturänderungen im Sterninneren
* [[Impakt|Einfall]] eines großen Objektes auf den Stern
* oberflächennahe [[Kernreaktion]]en
* Zerfall eines Magnetfeldes unterhalb eines kritischen Wertes
* Freisetzen [[Wärmestrahlung|thermischer Strahlung]].
Alle diese [[Hypothese]]n gelten heute als überholt.

== Beispiele ==
* [[FU Orionis]]
* Weitere bekannte FUORs sind V1057 Cygni und V1515 Cygni

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Eruptiv Veränderlichen Sterne]]

FU-Orionis-Stern - Versionsgeschichte

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