| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
Фуоры — редкий тип нестационарных звёзд, н … Фуоры — редкий тип нестационарных звёзд, находящихся на ранней стадии звёздной эволюции; назван по звезде FU Ориона (FU Ori). Блеск этой звезды в течение полугода (в 1936—1937 гг.) возрос от 16m до 10m и в последующие 40 лет ослабел всего лишь на 1,5m. Сейчас по распределению энергии в оптическом диапазоне FU Ориона близка к звезде спектрального класса F — G повышенной светимости, но состояние её до вспышки осталось неизвестным. В 1969—1970 гг. была зарегистрирована сходная вспышка звезды V1057 Лебедя, но на этот раз было установлено, что до вспышки она была переменной звездой типа Т Тельца.она была переменной звездой типа Т Тельца.
, Le stelle FU Orionis (anche oggetti FU Ori … Le stelle FU Orionis (anche oggetti FU Orionis o FUor) sono una classe di variabili di tipo Orione che mostrano ad intervalli di tempo irregolari un grosso cambiamento nel tipo spettrale e nella magnitudine apparente, come nel caso di , che diventa più luminosa di 6 magnitudini variando dal tipo spettrale K al tipo A. Si tratta di stelle pre-sequenza principale che possiedono degli eccessi di emissione nel range dell'infrarosso, segno della presenza in orbita di un disco circumstellare costituito da gas e polveri, e spesso sono accompagnati da importanti emissioni di raggi X. I loro spettri sono caratterizzati da linee di differente spessore in gran parte non identificate; le linee più cospicue sono costituite dalle linee di assorbimento del monossido di carbonio (CO). I modelli elaborati dagli astronomi associano i brillantissimi flare di questo tipo di stelle ad improvvisi trasferimenti di materia da un disco di accrescimento in una giovane (~10.000 anni) e poco massiccia protostella o stella T Tauri. Il tasso di accrescimento per questi oggetti è stimato mediamente, durante le fasi di quiescenza, in circa 10−4 masse solari di materia all'anno, che divengono 10−3–10−2 in corrispondenza dei fenomeni eruttivi. Le eruzioni permangono visibili per tempi in genere pari ad un anno, ma in certi casi possono durare anche di più. Il lasso di tempo che intercorre tra gli accrescimenti e le eruzioni è normalmente dell'ordine di alcuni decenni, anche se non è infrequente che questo intervallo temporale possa subire degli accorciamenti o delle dilatazioni. Confrontando il numero di esplosioni delle FUor con il tasso di formazione stellare nelle vicinanze del Sole si è visto che, in media, le stelle più giovani vanno incontro a circa 10–20 esplosioni come quelle che caratterizzano le FUor durante la loro vita. Oggetti peculiari appartenenti a questa classe sono FU Orionis (prototipo della classe), e . Recentemente si è aggiunta la protostella V1647 Orionis, che ha eruttato nel biennio 2004-2006; le caratteristiche di quest'ultima tuttavia inducono a ritenere che non si tratti di un FUor sensu stricto, ma forse più probabilmente di una via di mezzo con un'altra classe di variabili Orione, gli EXor.ltra classe di variabili Orione, gli EXor.
, オリオン座FU型星（おりおんざえふゆーがたせい、FU Orionis starまたは … オリオン座FU型星（おりおんざえふゆーがたせい、FU Orionis starまたはFUor）は、等級とスペクトル型が大きく変化する前主系列星である。1例はで、6等級も明るくなり、スペクトル型はdKeからFの超巨星になる。プロトタイプ星のオリオン座FU星から名付けられた。 現在のモデルでは、オリオン座FU型星の閃光を、若く低質量のおうし座T型星の降着円盤からの突然のと結びつけている。これらの天体の質量降着の速度は、年当たり約10-4太陽質量と推定されている。光度の上昇に要する期間は通常1年以内であるが、もっと長い場合もある。この高降着高光度の段階の寿命は、数十年の単位である。しかし、このように比較的短い期間にもかかわらず、オリオン座FU型星は未だ観測され続けている。太陽近傍でのオリオン座FU型星の数を星形成の速度と比べると、若い恒星は平均して生涯の間に10回から20回程度は爆発的に明るくなっていると推定される。 この種類の恒星のプロトタイプ星はオリオン座FU星、はくちょう座V1057星、であり、最近では2004年1月に爆発的に明るくなったがある。くちょう座V1057星、であり、最近では2004年1月に爆発的に明るくなったがある。
, 在恆星演化中，獵戶FU型變星（FU Orionis star，或 FU Orionis object、 FUor）是一種在光度和光譜形式上會出現極大變化的主序前星。典型例子天鵝座V1057會出現亮度增加6個星等，和光譜形式從 dKe 變成 F 型超巨星的變化。這類恆星是以它的原型恆星獵戶座FU命名。
, In stellar evolution, an FU Orionis star ( … In stellar evolution, an FU Orionis star (also FU Orionis object, or FUor) is a pre–main-sequence star which displays an extreme change in magnitude and spectral type. One example is the star V1057 Cyg, which became 6 magnitudes brighter and went from spectral type dKe to F-type supergiant during 1969-1970. These stars are named after their type-star, FU Orionis. The current model developed primarily by Lee Hartmann and Scott Jay Kenyon associates the FU Orionis flare with abrupt mass transfer from an accretion disc onto a young, low mass T Tauri star. Mass accretion rates for these objects are estimated to be around 10−4 solar masses per year. The rise time of these eruptions is typically on the order of 1 year, but can be much longer. The lifetime of this high-accretion, high-luminosity phase is on the order of decades. However, even with such a relatively short timespan, as of 2015 no FU Orionis object had been observed shutting off. By comparing the number of FUor outbursts to the rate of star formation in the solar neighborhood, it is estimated that the average young star undergoes approximately 10–20 FUor eruptions over its lifetime. The spectra of FU Orionis stars are dominated by absorption features produced in the inner accretion disc. The spectrum of the inner part produce a spectrum of a F-G supergiant, while the outer parts and slightly colder parts of the disk produce a K-M type supergiant spectrum that can be observed in the near-infrared. In FU Orionis stars the disk radiation dominates, which can be used to study the inner parts of the disk. The prototypes of this class are: FU Orionis, V1057 Cygni, , and the embedded protostar , which erupted in January 2004.protostar , which erupted in January 2004.
, В еволюції зірок, зоря типу FU Оріона (так … В еволюції зірок, зоря типу FU Оріона (також об'єкт FU Оріона або Фуор) — це зоря до головної послідовності, з якою відбулася різка зміна зоряної величини та спектрального класу. Це рідкісний тип молодих, як правило змінних зірок, які оточені значною кількістю міжзоряного пилу та газу. Прикладом такої зміни є зоря V1057 Лебедя, яка стала на 6 зоряних величин яскравішою та з зірки спектрального класу dKe (помаранчевий карлик) стала надгігантом спектрального класу F. Ці зорі називаються по імені першої класифікованої такого типу — FU Оріона. Фізичні причини такого зростання світності та зміни спектрального класу остаточно не визначені. Поточна модель, розроблена в основному Лі Гартманом та Скоттом Дж. Кеньйоном, пов'язує такий сплеск типу FU Оріона з різкою передачею маси від акреційного диску до молодої та з низькою масою зірки типу T Тельця. В цей час швидкість акреції маси у таких об'єктів оцінюється у бл. 10−4 сонячних мас на рік. Час зростання таких спалахів як правило близько одного земного року, але може бути і значно довше. Фаза такої підвищеної акреції та яскравості може тривати декілька декад, протягом якого відбувається повільне згасання. Однак, навіть з такою короткою прогнозованою тривалістю, з огляду на короткий період спостережень, суттєве згасання фуора ще не спостережено. Також достеменно не встановлено, скільки разів під час розвитку протозірки відбуваються спалахи фуора — один раз чи декілька. При порівнянні кількості спалахів фуора з кількістю формування зірок «по сусідству» з Сонцем, було висунуто припущення, що молода зірка проходить в середньому 10-20 спалахів фуора протягом свого формування. Прототипами цього типу зірок є FU Оріона, , , та нещодавно додана прихована протозоря ,, які спалахнула в січні 2004. протозоря ,, які спалахнула в січні 2004.
, Las estrellas FU Orionis, también llamadas … Las estrellas FU Orionis, también llamadas objetos FU Orionis (FU Ori), son estrellas presecuencia principal que muestran un cambio muy acusado de magnitud y tipo espectral. Un ejemplo ilustrativo es la estrella , que llegó a ser 6 magnitudes más brillante y cuyo tipo espectral cambió de dKe a supergigante F. El modelo actual asocia las llamaradas de las estrellas FU Orionis a una abrupta transferencia de masa desde un disco de acreción a una joven estrella T Tauri de baja masa. La tasa de acrecimiento para estos objetos se estima en: La erupción tiene lugar a lo largo de ~ 1 año, pero puede ser mucho más larga. La duración de esta fase de alta luminosidad es del orden de décadas. Sin embargo, a pesar de su corta duración relativa, todavía no se ha observado la conclusión de esta fase en un objeto FU Orionis. Comparando el número de estallidos FU Ori con el índice de formación estelar en la vecindad del Sol, se estima que una joven estrella media experimenta aproximadamente 10-20 erupciones FU Ori en el transcurso de su vida. Los prototipos de esta clase son: —que da nombre al grupo—, y ; recientemente se ha añadido al grupo la protoestrella V1647 Orionis, que entró en erupción en enero de 2004.s, que entró en erupción en enero de 2004.
, Una estrella FU Orionis o estel FU Orionis … Una estrella FU Orionis o estel FU Orionis, també anomenades objectes FU Orionis (FU Ori), són estrelles preseqüència principal que mostren un canvi molt acusat de magnitud i tipus espectral. Un exemple il·lustratiu és l'estrella , que va arribar a ser 6 magnituds més brillant i el tipus espectral va canviar de DKE a supergegant F. Els prototips d'aquesta classe són: FU Orionis-que dona nom al grup-, i ; recentment s'ha afegit al grup la protoestrella V1647 Orionis, que va entrar en erupció el gener del 2004. El model actual associa les flamarades de les estrelles FU Orionis a una abrupta transferència de massa des d'un disc d'acreció a una jove estrella T Tauri de baixa massa. La taxa d'acreció per aquests objectes s'estima en: L'erupció té lloc al llarg de ~ 1 any, però pot ser molt més llarga. La durada d'aquesta fase d'alta lluminositat és de l'ordre de dècades. No obstant això, tot i la seva curta durada relativa, encara no s'ha observat la conclusió d'aquesta fase en un objecte FU Orionis. Comparant el nombre d'esclats FU Ori amb l'índex de formació estel·lar en el veïnatge del Sol, s'estima que una jove estrella mitjana experimenta aproximadament 10-20 erupcions FU Ori en el transcurs de la seva vida.ns FU Ori en el transcurs de la seva vida.
, I stjärnutveckling är en FU Orionis-variab … I stjärnutveckling är en FU Orionis-variabel (även FU Orionis-objekt, eller FUor) en stjärna i utvecklingsstadiet före huvudserien, som visar en extrem förändring i magnitud och spektraltyp. Ett exempel är stjärnan , som blev 6 enheter ljusare och gick från spektraltyp dKe till superjätte typ F. Denna grupp av stjärnor är uppkallade efter prototypstjärnan FU Orionis. Den nuvarande modellen utvecklades främst av Lee Hartmann, och Scott Jay Kenyon kopplar FU Orionis-flaren till abrupt massaöverföring från en stoftskiva till en ung, T Tauri-stjärna med liten massa. Masstillväxten för dessa objekt beräknas vara omkring 10-4 solmassor per år. Startskedet hos dessa utbrott pågår vanligen i storleksordningen ett år, men kan vara mycket längre. Livslängden för denna fas av hög tillväxt och stark magnitud är i storleksordning decennier. Under en relativt kort tidsperiod, som år 2015 har dock inget FU Orionis-objekt kunnat observeras som avslutat. Genom att jämföra antalet FUor-utbrott med stjärnbildningstakten i solsystemets närhet uppskattas det att den genomsnittliga unga stjärnan genomgår ca 10-20 FUor-utbrott under sin livstid. Stjärnor i denna klass är: FU Orionis, V1057 Cygni, , och den omslutna protostjärnan , som utvecklades till fuor i januari 2004. som utvecklades till fuor i januari 2004.
, Een FU Orionis-ster (ook wel FU Orionis ob … Een FU Orionis-ster (ook wel FU Orionis object of FUor genoemd) is een zeer jonge ster, een voor-hoofdreeksster(Engels: pre-main sequence star). Een FU Orionis ster is een voorbeeld van een eruptieve veranderlijke ster die grote veranderingen in magnitude en spectraalklasse vertoont. Een voorbeeld is de ster V1057 Cygni die 6 magnituden helderder werd en waarvan de spectraalklasse veranderde van een dKe (een dwergster van spetraalklasse K met emissielijnen) naar een F-type superreus. Deze sterren worden genoemd naar het prototype, . De toename in helderheid duurt typisch 1 jaar, maar kan langer duren. De duur van een FU Orionis uitbarsting is enkele tientallen jaren, maar het einde van een uitbarsting is nog niet waargenomen. Door vergelijking van het aantal bekende FUor's met het aantal bekende voor-hoofdreeks sterren denkt men dat een typische jonge ster 10 tot 20 van deze uitbarstingen ondergaat. Tegenwoordig wordt gedacht dat FU Orionis uitbarstingen worden veroorzaakt door plotselinge massaoverdracht van een accretieschijf naar een jonge T Tauri-ster met een lage massa. De hoeveelheid overgedragen materie zou ongeveer 10−4 zonnemassa's per jaar zijn. Voorbeelden van FU Orionis-sterren zijn: (het prototype), , , en (die een uitbarsting vertoonde in januari 2004).en uitbarsting vertoonde in januari 2004).
, FU-Orionis-Sterne oder FUORs sind eruptiv … FU-Orionis-Sterne oder FUORs sind eruptiv veränderliche Vorhauptreihensterne mit einem Helligkeitsanstieg von mehr als 5 mag innerhalb von einigen hundert Tagen und einem Abstieg zur Ruhehelligkeit innerhalb von Jahrzehnten. Die Sternklasse ist benannt nach ihrem Prototyp FU Orionis.st benannt nach ihrem Prototyp FU Orionis.
, Une (étoile) variable de type FU Orionis e … Une (étoile) variable de type FU Orionis est une classe observationnelle d'étoiles variables éruptives dont le paradigme est l'étoile FU Orionis. Il s'agit d'étoiles jeunes de faible masse qui présentent un sursaut de luminosité d'au moins cinq magnitudes visuelles à l'échelle de quelques mois ou quelques années. Cette éruption, qui décline par la suite sur plusieurs décennies. Le phénomène est compris comme un sursaut d'accrétion dans le disque circumstellaire qui entoure ces objets.ue circumstellaire qui entoure ces objets.
, Gwiazdy typu FU Orionis – klasa gwiazd zmi … Gwiazdy typu FU Orionis – klasa gwiazd zmiennych na wczesnym etapie ewolucyjnym, przed ciągiem głównym. Gwiazdy te wykazują olbrzymie pojaśnienia, o kilka magnitudo, typowo w skali około 1 roku, przy czym zmieniają również swój typ widmowy. Tego typu rozbłysk może trwać kilkadziesiąt lat. Prototypem klasy jest gwiazda zmienna FU Orionis w gwiazdozbiorze Oriona, która w 1937 roku pojaśniała optycznie z 15 do 9 wielkości gwiazdowej. W 1970 roku odkryto podobną gwiazdę tego typu, , 11 wielkości gwiazdowej, a od tamtej pory jeszcze kilka dalszych przykładów. Prawdopodobnie pojaśnienie gwiazdy wiąże się ze wzmożonym tempem akrecji materii na młodą protogwiazdę typu T Tauri. Gwiazdy te mogą przechodzić rozbłyski cyklicznie, kilka-kilkanaście razy w ciągu tej fazy życia, zanim osiągną ciąg główny. Zbierają w ten sposób nawet do 50 procent swej ostatecznej masy.nawet do 50 procent swej ostatecznej masy.
, في علم تطور النجوم نجوم إف يو الجبار (بالإ … في علم تطور النجوم نجوم إف يو الجبار (بالإنجليزية: FU Orionis star) نجوم قبل النسق الأساسي ومن فئة متغير جبار التي يرتفع مقدار سطوعها إلى 5-6 مقادير، ثم يهبط ليصل إلى واحد.وتبقى على هذ القدر لعدة عقود.يمتد سطوع نجوم إف يو الجبار على مدى فترة تتراوح مابين 100 يوم إلى سنة واحدة.ارتفاع معدل السطوع لا يقل عن 5 امثال ثم ينخفض ببطء شديد مرة أخرى.ويتقلب لمعان نجوم إف يو الجبار من نجوم النسق الأساسي نوع-K إلى لمعان عملاق ضخم من الفئة- F.تمت تسمية هذه النجوم نسبة إلى نوع النجم إف يو الجبار في كوكبة الجبار .ومن الأمثلة على نجوم النجم V1515 الدجاجة والنجم V1647 الجبار النموذج الحالي لهذة النجوم وضع أساسا من قبل لي هارتمان وزميلة سكوت جاي كينيون. من قبل لي هارتمان وزميلة سكوت جاي كينيون.
, Em evolução estelar, estrelas FU Orionis ( … Em evolução estelar, estrelas FU Orionis (também chamadas de objetos FU Orionis) são estrelas da que apresantam mudanças extremas na magnitude aparente e tipo espectral. Um exemplo de estrela assim é , que aumentou sua magnitude aparente em 6 e foi de classe espectral dKe para F. Estrelas FU Orionis são nomeadas a partir de FU Orionis.ionis são nomeadas a partir de FU Orionis.
|
| http://dbpedia.org/ontology/thumbnail
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/FUOriLightCurve.png?width=300 +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageExternalLink
|
http://simostronomy.blogspot.com/2010/11/furor-over-fuors.html +
, https://web.archive.org/web/20060831060814/http:/www.aavso.org/vstar/vsots/0202.shtml +
, http://crts.caltech.edu/CSS091110.html +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageID
|
592172
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageLength
|
5459
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageRevisionID
|
1109658349
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageWikiLink
|
http://dbpedia.org/resource/Solar_mass +
, http://dbpedia.org/resource/Solar_neighborhood +
, http://dbpedia.org/resource/Near-infrared +
, http://dbpedia.org/resource/FU_Orionis +
, http://dbpedia.org/resource/File:FUOriLightCurve.png +
, http://dbpedia.org/resource/Category:FU_Orionis_stars +
, http://dbpedia.org/resource/Spectral_type +
, http://dbpedia.org/resource/EX_Lup_variable_star +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Star_types +
, http://dbpedia.org/resource/DKe +
, http://dbpedia.org/resource/Supergiant_star +
, http://dbpedia.org/resource/Accretion_disc +
, http://dbpedia.org/resource/V1057_Cygni +
, http://dbpedia.org/resource/V1515_Cygni +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_evolution +
, http://dbpedia.org/resource/Orion_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Articles_containing_video_clips +
, http://dbpedia.org/resource/File:A_Young_Star_Flaunts_its_X-ray_Spots.ogv +
, http://dbpedia.org/resource/V1647_Orionis +
, http://dbpedia.org/resource/Supergiant +
, http://dbpedia.org/resource/Pre%E2%80%93main-sequence_star +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Stellar_evolution +
, http://dbpedia.org/resource/Protostar +
, http://dbpedia.org/resource/Scott_Jay_Kenyon +
, http://dbpedia.org/resource/T_Tauri_star +
, http://dbpedia.org/resource/V1057_Cyg +
|
| http://dbpedia.org/property/wikiPageUsesTemplate
|
http://dbpedia.org/resource/Template:Star_formation +
, http://dbpedia.org/resource/Template:As_of +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Reflist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Variable_star_topics +
, http://dbpedia.org/resource/Template:ISBN +
, http://dbpedia.org/resource/Template:About +
|
| http://purl.org/dc/terms/subject
|
http://dbpedia.org/resource/Category:FU_Orionis_stars +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Star_types +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Stellar_evolution +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Articles_containing_video_clips +
|
| http://purl.org/linguistics/gold/hypernym
|
http://dbpedia.org/resource/Star +
|
| http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
|
http://en.wikipedia.org/wiki/FU_Orionis_star?oldid=1109658349&ns=0 +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/depiction
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/FUOriLightCurve.png +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/isPrimaryTopicOf
|
http://en.wikipedia.org/wiki/FU_Orionis_star +
|
| owl:sameAs |
http://fr.dbpedia.org/resource/%C3%89toile_variable_de_type_FU_Orionis +
, http://rdf.freebase.com/ns/m.02t809 +
, http://ca.dbpedia.org/resource/Estrella_FU_Orionis +
, http://uk.dbpedia.org/resource/%D0%A4%D1%83%D0%BE%D1%80%D0%B8 +
, http://es.dbpedia.org/resource/Estrella_FU_Orionis +
, http://nl.dbpedia.org/resource/FU_Orionis-ster +
, http://ar.dbpedia.org/resource/%D9%86%D8%AC%D9%88%D9%85_FU_%D8%A7%D9%84%D8%AC%D8%A8%D8%A7%D8%B1 +
, http://tr.dbpedia.org/resource/FU_Orionis_y%C4%B1ld%C4%B1z%C4%B1 +
, http://zh.dbpedia.org/resource/%E7%8D%B5%E6%88%B6FU%E5%9E%8B%E8%AE%8A%E6%98%9F +
, http://hy.dbpedia.org/resource/%D5%96%D5%B8%D6%82%D5%B8%D6%80 +
, http://ja.dbpedia.org/resource/%E3%82%AA%E3%83%AA%E3%82%AA%E3%83%B3%E5%BA%A7FU%E5%9E%8B%E6%98%9F +
, http://www.wikidata.org/entity/Q957044 +
, http://sv.dbpedia.org/resource/FU_Orionis-variabel +
, http://fi.dbpedia.org/resource/FU_Orionis_-t%C3%A4hti +
, http://yago-knowledge.org/resource/FU_Orionis_star +
, https://global.dbpedia.org/id/56xMy +
, http://ru.dbpedia.org/resource/%D0%A4%D1%83%D0%BE%D1%80 +
, http://dbpedia.org/resource/FU_Orionis_star +
, http://it.dbpedia.org/resource/Stella_FU_Orionis +
, http://pt.dbpedia.org/resource/Estrela_FU_Orionis +
, http://pl.dbpedia.org/resource/Gwiazda_typu_FU_Orionis +
, http://de.dbpedia.org/resource/FU-Orionis-Stern +
|
| rdf:type |
http://dbpedia.org/ontology/Star +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatVariableStars +
, http://dbpedia.org/class/yago/Object100002684 +
, http://dbpedia.org/class/yago/VariableStar109469152 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatFUOrionisStars +
, http://dbpedia.org/class/yago/NaturalObject100019128 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatStars +
, http://dbpedia.org/class/yago/Star109444100 +
, http://dbpedia.org/class/yago/CelestialBody109239740 +
, http://dbpedia.org/class/yago/PhysicalEntity100001930 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Whole100003553 +
|
| rdfs:comment |
В еволюції зірок, зоря типу FU Оріона (так … В еволюції зірок, зоря типу FU Оріона (також об'єкт FU Оріона або Фуор) — це зоря до головної послідовності, з якою відбулася різка зміна зоряної величини та спектрального класу. Це рідкісний тип молодих, як правило змінних зірок, які оточені значною кількістю міжзоряного пилу та газу. Прикладом такої зміни є зоря V1057 Лебедя, яка стала на 6 зоряних величин яскравішою та з зірки спектрального класу dKe (помаранчевий карлик) стала надгігантом спектрального класу F. Ці зорі називаються по імені першої класифікованої такого типу — FU Оріона.ої класифікованої такого типу — FU Оріона.
, Una estrella FU Orionis o estel FU Orionis … Una estrella FU Orionis o estel FU Orionis, també anomenades objectes FU Orionis (FU Ori), són estrelles preseqüència principal que mostren un canvi molt acusat de magnitud i tipus espectral. Un exemple il·lustratiu és l'estrella , que va arribar a ser 6 magnituds més brillant i el tipus espectral va canviar de DKE a supergegant F. Els prototips d'aquesta classe són: FU Orionis-que dona nom al grup-, i ; recentment s'ha afegit al grup la protoestrella V1647 Orionis, que va entrar en erupció el gener del 2004.ue va entrar en erupció el gener del 2004.
, في علم تطور النجوم نجوم إف يو الجبار (بالإ … في علم تطور النجوم نجوم إف يو الجبار (بالإنجليزية: FU Orionis star) نجوم قبل النسق الأساسي ومن فئة متغير جبار التي يرتفع مقدار سطوعها إلى 5-6 مقادير، ثم يهبط ليصل إلى واحد.وتبقى على هذ القدر لعدة عقود.يمتد سطوع نجوم إف يو الجبار على مدى فترة تتراوح مابين 100 يوم إلى سنة واحدة.ارتفاع معدل السطوع لا يقل عن 5 امثال ثم ينخفض ببطء شديد مرة أخرى.ويتقلب لمعان نجوم إف يو الجبار من نجوم النسق الأساسي نوع-K إلى لمعان عملاق ضخم من الفئة- F.تمت تسمية هذه النجوم نسبة إلى نوع النجم إف يو الجبار في كوكبة الجبار .ومن الأمثلة على نجوم النجم V1515 الدجاجة والنجم V1647 الجبار النموذج الحالي لهذة النجوم وضع أساسا من قبل لي هارتمان وزميلة سكوت جاي كينيون. من قبل لي هارتمان وزميلة سكوت جاي كينيون.
, Gwiazdy typu FU Orionis – klasa gwiazd zmi … Gwiazdy typu FU Orionis – klasa gwiazd zmiennych na wczesnym etapie ewolucyjnym, przed ciągiem głównym. Gwiazdy te wykazują olbrzymie pojaśnienia, o kilka magnitudo, typowo w skali około 1 roku, przy czym zmieniają również swój typ widmowy. Tego typu rozbłysk może trwać kilkadziesiąt lat. Prototypem klasy jest gwiazda zmienna FU Orionis w gwiazdozbiorze Oriona, która w 1937 roku pojaśniała optycznie z 15 do 9 wielkości gwiazdowej. W 1970 roku odkryto podobną gwiazdę tego typu, , 11 wielkości gwiazdowej, a od tamtej pory jeszcze kilka dalszych przykładów.ej pory jeszcze kilka dalszych przykładów.
, Las estrellas FU Orionis, también llamadas … Las estrellas FU Orionis, también llamadas objetos FU Orionis (FU Ori), son estrellas presecuencia principal que muestran un cambio muy acusado de magnitud y tipo espectral. Un ejemplo ilustrativo es la estrella , que llegó a ser 6 magnitudes más brillante y cuyo tipo espectral cambió de dKe a supergigante F. El modelo actual asocia las llamaradas de las estrellas FU Orionis a una abrupta transferencia de masa desde un disco de acreción a una joven estrella T Tauri de baja masa. La tasa de acrecimiento para estos objetos se estima en:ecimiento para estos objetos se estima en:
, Фуоры — редкий тип нестационарных звёзд, н … Фуоры — редкий тип нестационарных звёзд, находящихся на ранней стадии звёздной эволюции; назван по звезде FU Ориона (FU Ori). Блеск этой звезды в течение полугода (в 1936—1937 гг.) возрос от 16m до 10m и в последующие 40 лет ослабел всего лишь на 1,5m. Сейчас по распределению энергии в оптическом диапазоне FU Ориона близка к звезде спектрального класса F — G повышенной светимости, но состояние её до вспышки осталось неизвестным. В 1969—1970 гг. была зарегистрирована сходная вспышка звезды V1057 Лебедя, но на этот раз было установлено, что до вспышки она была переменной звездой типа Т Тельца.она была переменной звездой типа Т Тельца.
, Een FU Orionis-ster (ook wel FU Orionis ob … Een FU Orionis-ster (ook wel FU Orionis object of FUor genoemd) is een zeer jonge ster, een voor-hoofdreeksster(Engels: pre-main sequence star). Een FU Orionis ster is een voorbeeld van een eruptieve veranderlijke ster die grote veranderingen in magnitude en spectraalklasse vertoont. Een voorbeeld is de ster V1057 Cygni die 6 magnituden helderder werd en waarvan de spectraalklasse veranderde van een dKe (een dwergster van spetraalklasse K met emissielijnen) naar een F-type superreus. Deze sterren worden genoemd naar het prototype, . De toename in helderheid duurt typisch 1 jaar, maar kan langer duren. De duur van een FU Orionis uitbarsting is enkele tientallen jaren, maar het einde van een uitbarsting is nog niet waargenomen. Door vergelijking van het aantal bekende FUor's met het aantal bhet aantal bekende FUor's met het aantal b
, 在恆星演化中，獵戶FU型變星（FU Orionis star，或 FU Orionis object、 FUor）是一種在光度和光譜形式上會出現極大變化的主序前星。典型例子天鵝座V1057會出現亮度增加6個星等，和光譜形式從 dKe 變成 F 型超巨星的變化。這類恆星是以它的原型恆星獵戶座FU命名。
, Le stelle FU Orionis (anche oggetti FU Ori … Le stelle FU Orionis (anche oggetti FU Orionis o FUor) sono una classe di variabili di tipo Orione che mostrano ad intervalli di tempo irregolari un grosso cambiamento nel tipo spettrale e nella magnitudine apparente, come nel caso di , che diventa più luminosa di 6 magnitudini variando dal tipo spettrale K al tipo A. Si tratta di stelle pre-sequenza principale che possiedono degli eccessi di emissione nel range dell'infrarosso, segno della presenza in orbita di un disco circumstellare costituito da gas e polveri, e spesso sono accompagnati da importanti emissioni di raggi X. I loro spettri sono caratterizzati da linee di differente spessore in gran parte non identificate; le linee più cospicue sono costituite dalle linee di assorbimento del monossido di carbonio (CO).sorbimento del monossido di carbonio (CO).
, In stellar evolution, an FU Orionis star ( … In stellar evolution, an FU Orionis star (also FU Orionis object, or FUor) is a pre–main-sequence star which displays an extreme change in magnitude and spectral type. One example is the star V1057 Cyg, which became 6 magnitudes brighter and went from spectral type dKe to F-type supergiant during 1969-1970. These stars are named after their type-star, FU Orionis. The prototypes of this class are: FU Orionis, V1057 Cygni, , and the embedded protostar , which erupted in January 2004.protostar , which erupted in January 2004.
, FU-Orionis-Sterne oder FUORs sind eruptiv … FU-Orionis-Sterne oder FUORs sind eruptiv veränderliche Vorhauptreihensterne mit einem Helligkeitsanstieg von mehr als 5 mag innerhalb von einigen hundert Tagen und einem Abstieg zur Ruhehelligkeit innerhalb von Jahrzehnten. Die Sternklasse ist benannt nach ihrem Prototyp FU Orionis.st benannt nach ihrem Prototyp FU Orionis.
, Em evolução estelar, estrelas FU Orionis ( … Em evolução estelar, estrelas FU Orionis (também chamadas de objetos FU Orionis) são estrelas da que apresantam mudanças extremas na magnitude aparente e tipo espectral. Um exemplo de estrela assim é , que aumentou sua magnitude aparente em 6 e foi de classe espectral dKe para F. Estrelas FU Orionis são nomeadas a partir de FU Orionis.ionis são nomeadas a partir de FU Orionis.
, オリオン座FU型星（おりおんざえふゆーがたせい、FU Orionis starまたは … オリオン座FU型星（おりおんざえふゆーがたせい、FU Orionis starまたはFUor）は、等級とスペクトル型が大きく変化する前主系列星である。1例はで、6等級も明るくなり、スペクトル型はdKeからFの超巨星になる。プロトタイプ星のオリオン座FU星から名付けられた。 現在のモデルでは、オリオン座FU型星の閃光を、若く低質量のおうし座T型星の降着円盤からの突然のと結びつけている。これらの天体の質量降着の速度は、年当たり約10-4太陽質量と推定されている。光度の上昇に要する期間は通常1年以内であるが、もっと長い場合もある。この高降着高光度の段階の寿命は、数十年の単位である。しかし、このように比較的短い期間にもかかわらず、オリオン座FU型星は未だ観測され続けている。太陽近傍でのオリオン座FU型星の数を星形成の速度と比べると、若い恒星は平均して生涯の間に10回から20回程度は爆発的に明るくなっていると推定される。 この種類の恒星のプロトタイプ星はオリオン座FU星、はくちょう座V1057星、であり、最近では2004年1月に爆発的に明るくなったがある。くちょう座V1057星、であり、最近では2004年1月に爆発的に明るくなったがある。
, Une (étoile) variable de type FU Orionis e … Une (étoile) variable de type FU Orionis est une classe observationnelle d'étoiles variables éruptives dont le paradigme est l'étoile FU Orionis. Il s'agit d'étoiles jeunes de faible masse qui présentent un sursaut de luminosité d'au moins cinq magnitudes visuelles à l'échelle de quelques mois ou quelques années. Cette éruption, qui décline par la suite sur plusieurs décennies. Le phénomène est compris comme un sursaut d'accrétion dans le disque circumstellaire qui entoure ces objets.ue circumstellaire qui entoure ces objets.
, I stjärnutveckling är en FU Orionis-variab … I stjärnutveckling är en FU Orionis-variabel (även FU Orionis-objekt, eller FUor) en stjärna i utvecklingsstadiet före huvudserien, som visar en extrem förändring i magnitud och spektraltyp. Ett exempel är stjärnan , som blev 6 enheter ljusare och gick från spektraltyp dKe till superjätte typ F. Denna grupp av stjärnor är uppkallade efter prototypstjärnan FU Orionis. Stjärnor i denna klass är: FU Orionis, V1057 Cygni, , och den omslutna protostjärnan , som utvecklades till fuor i januari 2004. som utvecklades till fuor i januari 2004.
|
| rdfs:label |
Фуор
, FU-Orionis-Stern
, نجوم FU الجبار
, Stella FU Orionis
, FU Orionis star
, FU Orionis-ster
, Estrela FU Orionis
, 獵戶FU型變星
, オリオン座FU型星
, Estrella FU Orionis
, FU Orionis-variabel
, Gwiazda typu FU Orionis
, Étoile variable de type FU Orionis
, Фуори
|
