Los estallidos de tipo FU Orionis son eventos de acreción poco frecuentes en estrellas jóvenes, en los que la velocidad de caída de materia sobre la estrella aumenta hasta 10⁻⁴ masas solares por año y la luminosidad se multiplica por decenas. Estos estallidos duran décadas y, según se cree, desempeñan un papel clave en el crecimiento de las estrellas y en la evolución química de los discos protoplanetarios. Históricamente solo se conocían alrededor de una decena de fuors, pero en la última década los sondeos del cielo (PTF/ZTF, Gaia, ASAS-SN, VVV, NEOWISE) han elevado su número hasta unos 70. Sin embargo, la mayoría de estos objetos se encuentran más allá de 1 kilopársec, lo que impide estudiarlos con alta resolución espacial y espectral, y los espectros previos al estallido casi siempre faltan. En este contexto, PR Ori B destaca: se encuentra en una de las regiones de formación estelar más cercanas y cuenta con un amplio archivo de observaciones anteriores al estallido, incluidos espectros de alta resolución y datos submilimétricos de ALMA.
El estallido se descubrió al analizar la fotometría de NEOWISE en el infrarrojo medio (3-5 μm), donde el sistema PR Ori mostró variabilidad con una amplitud de 1.1 magnitudes. Para confirmarlo se utilizaron observaciones ópticas de varios años con el telescopio RC80 (80 cm) del observatorio de Concoy, datos de Gaia (incluidas las alertas Gaia21arx), ASAS-SN, ZTF e imágenes de archivo. La espectroscopia en el infrarrojo cercano se realizó con el telescopio IRTF y el instrumento SpeX entre 2023 y 2025, mientras que los espectros ópticos de alta resolución se obtuvieron con el espectrógrafo BOES (R=45000) y con NGPS en el telescopio de 200 pulgadas de Palomar. El espectro en el infrarrojo medio durante el estallido se obtuvo en el VLT con el instrumento VISIR. Para estimar los parámetros del disco se emplearon datos de archivo de ALMA (1.3 mm) y la comparación con modelos de disco de acreción viscosa.
PR Ori B mostró dos fases de brillo: la primera (2015-2018) con una amplitud ΔG=1.6 mag, y la segunda (desde 2019) con un aumento total del brillo de 5 magnitudes en la banda G. En el infrarrojo medio la amplitud fue ΔW1=3.6 y ΔW2=2.8 mag. El espectro en el infrarrojo cercano durante el estallido muestra profundas bandas de absorción de ¹²CO y H₂O, así como una forma triangular de la banda H, rasgo característico de un disco calentado viscosamente. El espectro óptico presenta perfiles P Cygni en las líneas Na I D y absorción en el triplete infrarrojo del Ca II, típicos de los fuors. La luminosidad del estallido se estima en 30 a 40 veces la solar, lo que corresponde a una tasa de acreción de (4-14)×10⁻⁶ masas solares por año. La comparación de los espectros de Spitzer/IRS (antes del estallido) y VLT/VISIR (durante el estallido) reveló un aumento de la emisión de forsterita cristalina en 11.2 y 11.9 μm, lo que indica cristalización de silicatos en el disco interno caliente.
El trabajo se distingue de los estudios cercanos sobre fuors por una combinación poco común: un objeto próximo con un archivo completo de observaciones previas al estallido y una cobertura simultánea desde el óptico hasta el submilimétrico. A diferencia de la mayoría de los fuors conocidos, PR Ori B se encuentra a solo 388 pársecs, lo que permite seguir por primera vez con detalle la evolución del disco y del viento durante el estallido con alta resolución angular. La detección de indicios de cristalización de silicatos durante el estallido confirma que la acreción episódica puede ser un mecanismo de reprocesamiento del polvo en los discos protoplanetarios, algo que antes solo se había supuesto a partir de datos indirectos.
La cercanía y el brillo de PR Ori B abren la posibilidad de observaciones de alta resolución angular con interferómetros (por ejemplo, VLTI) y con futuras misiones, para investigar la física del disco interno y los cambios en su estructura provocados por la mayor luminosidad. El seguimiento continuado del estallido permitirá poner a prueba los modelos de evolución viscosa del disco y precisar la relación entre los estallidos de acreción y los procesos de cristalización del polvo. También es prometedor el estudio de la respuesta de la nebulosa circundante a la radiación del estallido, para estimar la geometría y la densidad del medio circunestelar.
Los resultados influirán en la comprensión de la evolución de los discos protoplanetarios y de los procesos de formación estelar, así como en la interpretación de la variabilidad de las estrellas jóvenes en los sondeos del cielo.
Se planea continuar el seguimiento espectroscópico y fotométrico de PR Ori B para vigilar el declive del estallido y buscar posibles episodios recurrentes de acreción. Se llevarán a cabo observaciones con JWST para confirmar la formación in-situ de silicatos cristalinos y estudiar la composición del polvo.
El trabajo se relaciona directamente con el problema no resuelto del mecanismo de los estallidos de FU Orionis: todavía no está claro qué desencadena el brusco aumento de la tasa de acreción, si la inestabilidad gravitatoria del disco, la interacción con una compañera o procesos magnéticos. La existencia de datos previos al estallido y de un sistema binario PR Ori permite poner a prueba las hipótesis sobre el desencadenante del estallido. Además, sigue abierta la cuestión de la frecuencia y la duración de estos eventos en estrellas de distintas masas y edades, algo importante para evaluar su contribución al crecimiento estelar.
PR Ori B es solo el segundo estallido de tipo FU Orionis conocido más brillante en el rango óptico, aproximadamente una magnitud por debajo del prototipo de la clase FU Orionis. Además, el sistema PR Ori ya se observó en 1888 como estrella variable, y en las publicaciones de aquella época aparecen quejas sobre la financiación de las observaciones astronómicas.
Los estallidos de estrellas jóvenes como el de PR Ori B recuerdan a la trama de la novela «Solaris» de Stanisław Lem, donde el océano del planeta reacciona a la radiación de la estrella: aquí el disco estelar responde al estallido reprocesando el polvo y calentándose, lo que altera la química del futuro sistema planetario.