T Taurus stjärna

T Tauri-stjärnor (T Tauri, T Tauri-stjärnor, TTS)  är en klass av variabla stjärnor uppkallade efter deras prototyp T Tauri . De kan vanligtvis hittas nära molekylära moln och identifieras genom deras (mycket oregelbundna) optiska variabilitet och kromosfäriska aktivitet.

T Tauri-stjärnor är stjärnor som ännu inte har kommit in i huvudsekvensen . De är mycket unga, tillhör stjärnorna i spektralklasserna F, G, K, M och har en massa på mindre än två solmassor . Rotationsperioden är från 1 till 12 dagar. Deras yttemperatur är densamma som för huvudsekvensstjärnor med samma massa, men de har en något högre ljusstyrka eftersom deras radie är större. Temperaturen i deras kärna är inte tillräcklig för att starta en termonukleär reaktion för att omvandla väte till helium, som kommer att börja ungefär 100 miljoner år efter bildandet av en stjärna [1] . Den huvudsakliga energikällan är gravitationskompression.

Det finns tecken [2] på att deras yta är täckt med "stjärn"-fläckar (liknande solfläckar ). De är de mest kraftfulla strålkällorna i röntgen- och radioområdet (cirka 1000 starkare än solen ). Många av dem är källan till en stark stjärnvind . En annan källa till variation i deras ljusstyrka är den protoplanetära skivan som omger stjärnan.

I spektrumet av stjärnor av typen T Tauri finns litium , som inte finns i solens och andra huvudsekvensstjärnor , eftersom det vid temperaturer över 2,5 × 10 6 K förbrukas i kärnreaktioner. Studiet av 53 T Tauri-stjärnor [3] gjorde det möjligt att länka det gradvisa försvinnandet av litium, vilket föreslår teorin om den så kallade. "litiumbränning" i proton-protoncykeln under den sista fasen av stjärnans evolution innan man går in i huvudsekvensen på Hayashi-spåret . Stjärnans snabba rotation gör det möjligt att öka blandningshastigheten för skikten, och följaktligen överföringen av litium till de centrala skikten, där det kommer att förstöras. T Tauri-stjärnor ökar vanligtvis sin rotationshastighet med åldern, eftersom deras radie minskar medan deras rörelsemängd bevaras. Allt detta är orsaken till minskningen av mängden litium med åldern. "Litiumförbränning" accelererar också med ökande temperatur och massa. Som ett resultat brinner litium nästan helt ut på 100 miljoner år.

Proton-protoncykeln för "litiumförbränning" är som följer:

• (instabil)
• 
• (instabil)
• energi

Denna cykel fungerar inte om stjärnan har en massa som är mindre än 60 Jupitermassor. I det här fallet kan stjärnans ålder uppskattas från litiumresten.

Mer än hälften av T Tauri-stjärnorna har en cirkumstellär skiva, som kan kallas protoplanetär och som kan bli stamfadern till ett solliknande planetsystem . Den cirkumstellära skivan försvinner över 10 miljoner år, dels faller den på stjärnan på grund av ackretion , dels spenderas på bildandet av planeter, och delvis blåses ut av stjärnvinden. De flesta T Tauri-stjärnor är medlemmar av binära system . I Orionmolnet i ett binärt system nära en ung stjärna av typ T Taurus JW 566 vid submillimetervåglängder registrerade SCUBA-2 (UT) instrumentet i James Clark Maxwells infraröda teleskop den mest kraftfulla blossen, som i termer av energiutsläpp översteg de mest kraftfulla solflammorna med 10 miljarder gånger [4] .

Man tror att kraftfulla magnetfält och en stark stjärnvind överför rörelsemängd från stjärnan till den protoplanetära skivan. Troligtvis var vår sol vid gryningen av dess evolution, det vill säga under de första 100 miljoner åren, också en T Tauri-stjärna. Kraftfull strålning från en mycket ung sol blåste lätta ämnen (främst väte och helium ) till utkanten av solsystemet och överförde också rörelsemängd till de bildade planeterna.

T Tauri-stjärnor har massor av mindre än 2 solmassor. Med en massa på 2 till 8 solar kallas de Herbig stjärnor (Ae / Be) . Stjärnor med större massor observeras inte (åtminstone i det optiska området), eftersom de utvecklas mycket snabbt, och när de blir synliga, det vill säga när den cirkumstellära skivan förstörs, är de redan i huvudsekvensen.

Anteckningar

1. ↑ Appenzeller I., Mundt R. T Tauri stjärnor Arkiverad 10 oktober 2020 på Wayback Machine // The Astronomy and Astrophysics Review, 1989, Vol. 1, nummer 3-4, s. 291-334.
2. ↑ Frederick M. Walter Diskussion om V471 Tauri-observationer och allmänna T-Tauri-egenskaper Arkiverad 17 juli 2009 på Wayback Machine Stony Brook University, april 2004
3. ↑ David Barrado och Navascues, Eduardo L. Martin. Ett empiriskt kriterium för att klassificera T Tauri-stjärnor och substellära analoger med lågupplöst optisk spektroskopi Arkiverad 18 juni 2020 på Wayback Machine , 2003
4. ↑ JCMT Transient Survey: An Extraordinary Submillimeter Flare in the T Tauri Binary System JW 566 Arkiverad 9 mars 2021 på Wayback Machine , 2019 23 januari

Länkar

• T Tauri typ stjärnor . Astronet . Tillträdesdatum: 28 april 2013. (obestämd)
• Appenzeller, I; Mundt, R. T Tauri stjärnor  //  The Astronomy and Astrophysics Review : journal. - 1989. - Vol. 1 , nej. 3-4 . — S. 291 . - doi : 10.1007/BF00873081 . - .

Ordböcker och uppslagsverk	Stor norsk Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4186382-3 J9U : 987007555923405171 LCCN : sh85131769