Gwiazda T Tauri - T Tauri star

Ten artykuł dotyczy typu gwiazdy zmiennej. Aby poznać konkretną gwiazdę zmienną o nazwie „T Tauri”, zobacz T Tauri .
Wizja artysty przedstawiająca gwiazdę T ​​Tauri z okołogwiazdowym dyskiem akrecyjnym
Formacja gwiazd
LH 95.jpg
Klasy obiektów
Koncepcje teoretyczne

Gwiazdy T Tauri ( TTS ) to klasa gwiazd zmiennych, które mają mniej niż około 10 milionów lat. Ta klasa została nazwana na cześć prototypu, T Tauri , młodej gwiazdy w regionie gwiazdotwórczym Byka . Są one znajdowane w pobliżu obłoków molekularnych i identyfikowane na podstawie ich zmienności optycznej i silnych linii chromosferycznych . Gwiazdy T Tauri to gwiazdy przed-głównego ciągu w procesie kurczenia się do ciągu głównego wzdłuż toru Hayashi , zależność między jasnością a temperaturą, której przestrzegają młode gwiazdy o masie poniżej 3 mas Słońca ( M ☉ ) w przed-ciągu głównym faza ewolucji gwiazd . To kończy się gwiazda 0,5  M ☉ lub większej rozwija strefę radiacyjnego lub gdy mniejsze gwiazdy rozpoczyna syntezę jądrową o sekwencji głównego .

Historia

Podczas gdy sama T Tauri została odkryta w 1852 roku, klasa gwiazd T Tauri została wstępnie zdefiniowana przez Alfreda Harrisona Joya w 1945 roku.

Charakterystyka

Gwiazdy T Tauri to najmłodsze widoczne gwiazdy typu widmowego F, G, K i M (<2  M ☉ ). Temperatura ich powierzchni jest zbliżona do temperatury gwiazd ciągu głównego o tej samej masie, ale są one znacznie jaśniejsze, ponieważ ich promienie są większe. Ich centralne temperatury są zbyt niskie do fuzji wodorowej . Zamiast tego są zasilane energią grawitacyjną uwalnianą w miarę kurczenia się gwiazd w kierunku ciągu głównego , do którego docierają po około 100 milionach lat. Zwykle rotują z okresem od jednego do dwunastu dni, w porównaniu do miesiąca dla Słońca, i są bardzo aktywne i zmienne.

Istnieją dowody na duże obszary pokryte plamami gwiazdowymi , które mają intensywne i zmienne emisje rentgenowskie i radiowe (około 1000 razy większe od Słońca). Wiele z nich ma niezwykle silne wiatry gwiezdne ; niektóre wyrzucają gaz w bipolarnych dżetach o dużej prędkości . Innym źródłem zmienności jasności są skupiska ( protoplanety i planetozymale ) w dysku otaczającym gwiazdy T Tauri.

Wyrzucenie bąbla gorącego gazu z XZ Tauri , układu podwójnego gwiazd T Tauri. Skala jest znacznie większa niż w Układzie Słonecznym.

Ich widma wykazują wyższą obfitość litu niż Słońce i inne gwiazdy ciągu głównego, ponieważ lit ulega zniszczeniu w temperaturach powyżej 2 500 000 K. Na podstawie badań obfitości litu w gwiazdach Tauri 53 T stwierdzono, że ubytek litu zmienia się silnie wraz z wielkością. sugerując, że " spalanie litu " przez łańcuch pp podczas ostatnich wysoce konwekcyjnych i niestabilnych etapów podczas późniejszej fazy przed-głównej sekwencji skurczu Hayashi może być jednym z głównych źródeł energii dla gwiazd T Tauri. Szybka rotacja poprawia mieszanie i zwiększa transport litu do głębszych warstw, gdzie ulega on zniszczeniu. Gwiazdy T Tauri generalnie zwiększają swoje tempo rotacji wraz ze starzeniem się, poprzez kurczenie się i spin-up, ponieważ zachowują moment pędu. Powoduje to zwiększone tempo utraty litu wraz z wiekiem. Wraz ze wzrostem temperatury i masy wzrośnie również spalanie litu i będzie trwało co najwyżej nieco ponad 100 milionów lat.

Łańcuch pp do spalania litu jest następujący


p
 		 +  6
3Li
 		 →  7
4Być
  
7
4Być
 		 + 
mi−
 		 →  7
3Li
 		 + 
ν

p
 		 +  7
3Li
 		 →  8
4Być
 		   (nietrwały)
    8
4Być
 		 →  2 4
2On
 		 + energia

Nie wystąpi w gwiazdach o masie mniejszej niż sześćdziesiąt razy większej od Jowisza ( M J ). W ten sposób tempo ubytku litu można wykorzystać do obliczenia wieku gwiazdy.

Rodzaje

Istnieje kilka rodzajów TTS:

  • Klasyczna gwiazda T Tauri ( CTTS )
  • Słaba linia T Tauri gwiazda ( WTTS )
    • Naga gwiazda T Tauri ( NTTS ), która jest podzbiorem WTTS.
Dyski protoplanetarne w Mgławicy Oriona

Mniej więcej połowa gwiazd T Tauri ma dyski okołogwiazdowe , które w tym przypadku nazywane są dyskami protoplanetarnymi, ponieważ prawdopodobnie są przodkami układów planetarnych, takich jak Układ Słoneczny. Szacuje się, że dyski okołogwiazdowe rozpraszają się w skali czasowej do 10 milionów lat. Większość gwiazd T Tauri znajduje się w układach podwójnych gwiazd . Na różnych etapach życia nazywane są młodymi obiektami gwiezdnymi (YSO). Uważa się, że aktywne pola magnetyczne i silny wiatr słoneczny z fala alfvena T Tauri gwiazd są jednym ze sposobów, w którym moment pędu zostaje przeniesione z gwiazdą na protoplanetarnym płycie. Etap AT Tauri dla Układu Słonecznego byłby jednym ze środków, za pomocą którego moment pędu kurczącego się Słońca został przeniesiony na dysk protoplanetarny, a więc ostatecznie na planety .

Analogi gwiazd T Tauri o wyższym zakresie mas (2–8 mas Słońca ) – gwiazd przed ciągiem głównym typu widmowego A i B , nazywane są gwiazdami Herbig Ae/Be . Nie obserwuje się bardziej masywnych (>8 mas Słońca) gwiazd w fazie poprzedzającej ciąg główny, ponieważ ewoluują one bardzo szybko: kiedy stają się widoczne (tj. rozpraszają otaczający wokółgwiazdowy obłok gazu i pyłu), wodór w centrum już się pali i są obiektami sekwencji głównej .

Planety

Planety wokół gwiazd T Tauri obejmują:

Zobacz też

Bibliografia