T Steaua Taurului

Stele T Tauri (T Tauri, T Tauri stars, TTS)  sunt o clasă de stele variabile numite după prototipul lor T Tauri . Ele pot fi găsite de obicei aproape de norii moleculari și identificate prin variabilitatea lor optică (foarte neregulată) și activitatea cromosferică .

Stelele T Tauri sunt stele care nu au intrat încă în secvența principală . Sunt foarte tineri, aparțin stelelor din clasele spectrale F, G, K, M și au o masă mai mică de două mase solare . Perioada de rotație este de la 1 la 12 zile. Temperatura lor de suprafață este aceeași cu cea a stelelor din secvența principală de aceeași masă, dar au o luminozitate puțin mai mare, deoarece raza lor este mai mare. Temperatura din miezul lor nu este suficientă pentru a începe o reacție termonucleară de transformare a hidrogenului în heliu, care va începe la aproximativ 100 de milioane de ani după formarea unei stele [1] . Sursa principală a energiei lor este compresia gravitațională.

Există semne [2] că suprafața lor este acoperită cu pete „stele” (asemănătoare cu petele solare ). Ele sunt cele mai puternice surse de radiații din raze X și radio (aproximativ 1000 mai puternice decât Soarele ). Multe dintre ele sunt sursa unui vânt stelar puternic . O altă sursă de variabilitate a luminozității lor este discul protoplanetar care înconjoară steaua.

În spectrul stelelor de tip T Tauri există litiu , care nu se află în spectrele Soarelui și ale altor stele din secvența principală , deoarece la temperaturi de peste 2,5 × 10 6 K este consumat în reacțiile nucleare. Studiul a 53 de stele T Tauri [3] a făcut posibilă legarea dispariției treptate a litiului, propunând teoria așa-numitului. „arderea litiului” în ciclul proton-proton în timpul ultimei faze a evoluției stelei înainte de a intra în secvența principală pe traseul Hayashi . Rotația rapidă a stelei face posibilă creșterea ratei de amestecare a straturilor și, în consecință, transferul de litiu către straturile centrale, unde va fi distrus. Stelele T Tauri își măresc de obicei viteza de rotație odată cu vârsta, deoarece raza lor scade în timp ce momentul lor unghiular este conservat. Toate acestea sunt motivul scăderii cantității de litiu odată cu vârsta. „Combustia cu litiu” accelerează, de asemenea, odată cu creșterea temperaturii și a masei. Drept urmare, litiul se arde aproape complet în 100 de milioane de ani.

Ciclul proton-proton pentru „arderea litiului” este următorul:

Acest ciclu nu funcționează dacă steaua are o masă mai mică de 60 de mase Jupiter. În acest caz, vârsta stelei poate fi estimată din reziduul de litiu.

Mai mult de jumătate dintre stelele T Tauri au un disc circumstelar, care poate fi numit protoplanetar și care poate deveni progenitorul unui sistem planetar asemănător solar . Discul circumstelar se risipește peste 10 milioane de ani, parțial căzând pe stea din cauza acreției , parțial cheltuit pentru formarea planetelor și parțial suflat de vântul stelar. Majoritatea stelelor T Tauri sunt membre ale sistemelor binare . În Norul Orion , într-un sistem binar, lângă o stea tânără de tip T Taurus JW 566 la lungimi de undă submilimetrică, instrumentul SCUBA-2 (UT) al telescopului în infraroșu James Clark Maxwell a înregistrat cea mai puternică erupție, care în ceea ce privește eliberarea de energie a depășit cele mai puternice erupții solare de 10 miliarde de ori [4] .

Se crede că câmpurile magnetice puternice și un vânt stelar puternic transferă momentul unghiular de la stea pe discul protoplanetar. Cel mai probabil, Soarele nostru în zorii evoluției sale, adică în primele 100 de milioane de ani, a fost și o stea T Tauri. Radiația puternică emisă de un Soare foarte tânăr a aruncat substanțe ușoare (în primul rând hidrogen și heliu ) la periferia sistemului solar și a transferat, de asemenea, moment unghiular planetelor în formare.

Stelele T Tauri au mase mai mici de 2 mase solare. Cu o masă de 2 până la 8 solare, ele sunt numite stele Herbig (Ae/Be) . Stele cu mase mai mari nu sunt observate (cel puțin în domeniul optic), deoarece evoluează foarte repede, iar atunci când devin vizibile, adică atunci când discul circumstelar este distrus, sunt deja în secvența principală.

Note

  1. ↑ Appenzeller I., Mundt R. T Tauri stars Arhivat 10 octombrie 2020 la Wayback Machine // The Astronomy and Astrophysics Review, 1989, vol. 1, Numărul 3-4, pp. 291-334.
  2. ↑ Frederick M. Walter Discuție despre observațiile V471 Tauri și proprietățile generale T-Tauri Arhivat 17 iulie 2009 la Wayback Machine Stony Brook University, aprilie 2004
  3. ↑ David Barrado y Navascues, Eduardo L. Martin. Un criteriu empiric pentru a clasifica stelele T Tauri și analogii substelari folosind spectroscopie optică de joasă rezoluție Arhivat la 18 iunie 2020 la Wayback Machine , 2003
  4. ↑ The JCMT Transient Survey: An Extraordinary Submillimeter Flare in the T Tauri Binary System JW 566 Arhivat 9 martie 2021 la Wayback Machine , 23 ianuarie 2019

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 stele variabile
Eruptiv
Pulsând
rotind
Cataclismic
eclipsarea binarelor
Liste
Categorie: Stele variabile