T Tauri hvězda - T Tauri star

Tento článek je o typu proměnné hvězdy. Pro konkrétní proměnnou hvězdu zvanou „T Tauri“ viz T Tauri .
Umělecký dojem hvězdy T Tauri s kotoučovým akrečním kotoučem
Vznik hvězd
LH 95.jpg
Třídy objektů
Teoretické koncepty

Hvězdy T Tauri ( TTS ) jsou třídou proměnných hvězd, které jsou méně než asi deset milionů let staré. Tato třída je pojmenována po prototypu T Tauri , mladé hvězdě v oblasti tvorby hvězd Taurus . Nacházejí se poblíž molekulárních mraků a jsou identifikovány podle jejich optické variability a silných chromosférických linií. Hvězdy T Tauri jsou hvězdy před hlavní posloupností v procesu kontrakce k hlavní posloupnosti podél Hayashiho dráhy , vztah jasu a teploty, kterému se podřizují kojenecké hvězdy s méně než 3 slunečními hmotami ( M ☉ ) v před hlavní posloupnosti fáze hvězdné evoluce . Končí, když hvězda 0,5  M ☉ nebo větší vyvine radiační zónu , nebo když menší hvězda zahájí jadernou fúzi na hlavní sekvenci .

Dějiny

Zatímco samotný T Tauri byl objeven v roce 1852, třídu hvězd T Tauri původně definoval Alfred Harrison Joy v roce 1945.

Vlastnosti

Hvězdy T Tauri zahrnují nejmladší viditelné hvězdy spektrálního typu F, G, K a M (<2  M ☉ ). Jejich povrchové teploty jsou podobné teplotám hvězd hlavní posloupnosti se stejnou hmotou, ale jsou výrazně světlejší, protože jejich poloměry jsou větší. Jejich centrální teploty jsou příliš nízké na fúzi vodíku . Místo toho jsou poháněny gravitační energií uvolněnou při smršťování hvězd, zatímco se pohybují směrem k hlavní posloupnosti , které dosahují přibližně po 100 milionech let. Obvykle se otáčejí s obdobím mezi jedním a dvanácti dny, ve srovnání s měsícem pro Slunce, a jsou velmi aktivní a variabilní.

Existují důkazy o velkých plochách pokrytí hvězdnými skvrnami a mají intenzivní a proměnlivé rentgenové a rádiové emise (přibližně 1000krát větší než sluneční záření ). Mnoho z nich má extrémně silné hvězdné větry ; některé vystřikují plyn ve vysokorychlostních bipolárních proudech . Dalším zdrojem variability jasu jsou shluky ( protoplanety a planetesimály ) na disku obklopujícím hvězdy T Tauri.

Vyhození bubliny horkého plynu z XZ Tauri , binární soustavy hvězd T Tauri. Rozsah je mnohem větší než u sluneční soustavy.

Jejich spektra ukazují vyšší hojnost lithia než Slunce a další hvězdy hlavní posloupnosti, protože lithium je zničeno při teplotách nad 2 500 000 K. Ze studie množství lithia u hvězd 53 T Tauri bylo zjištěno, že vyčerpání lithia se silně mění s velikostí, což naznačuje, že „ spalování lithia “ řetězcem pp během posledních vysoce konvektivních a nestabilních fází během pozdější fáze předhlavní sekvence Hayashiho kontrakce může být jedním z hlavních zdrojů energie pro hvězdy T Tauri. Rychlá rotace má tendenci zlepšovat míchání a zvyšovat transport lithia do hlubších vrstev, kde je zničen. Hvězdy T Tauri obecně zvyšují své rotační rychlosti, jak stárnou, díky kontrakci a roztočení, protože zachovávají moment hybnosti. To s věkem způsobuje zvýšenou rychlost ztráty lithia. Spalování lithia se bude také zvyšovat s vyššími teplotami a hmotností a bude trvat maximálně něco málo přes 100 milionů let.

Řetězec pp pro spalování lithia je následující


p
 		 +  6
3Li
 		 →  7
4Být
  
7
4Být
 		 + 
E-
 		 →  7
3Li
 		 + 
ν

p
 		 +  7
3Li
 		 →  8
4Být
 		   (nestabilní)
    8
4Být
 		 →  2 4
2On
 		 + energie

Nenastane u hvězd s méně než šedesátinásobkem hmotnosti Jupitera ( M J ). Tímto způsobem lze rychlost vyčerpání lithia použít k výpočtu stáří hvězdy.

Typy

Existuje několik typů TTS:

  • Klasická hvězda T Tauri ( CTTS )
  • Slabá linie hvězda T Tauri ( WTTS )
    • Nahá hvězda T Tauri ( NTTS ), což je podmnožina WTTS.
Protoplanetární disky v mlhovině Orion

Zhruba polovina hvězd T Tauri má okolní disky , které se v tomto případě nazývají protoplanetární disky, protože jsou pravděpodobně předky planetárních systémů, jako je sluneční soustava. Odhaduje se, že cirkumstelární disky se rozptýlí v časovém horizontu až 10 milionů let. Většina hvězd T Tauri je v binárních hvězdných systémech. V různých fázích svého života se jim říká mladý hvězdný objekt (YSO). Má se za to, že aktivní magnetické pole a silný sluneční vítr z Alfvén vln T Tauri hvězdy jsou jedním z prostředků, kterými moment hybnosti dostane převedené z hvězdy na protoplanetární disk. Fáze AT Tauri pro sluneční soustavu by byla jedním z prostředků, pomocí kterého by se moment hybnosti smluvního Slunce přenesl na protoplanetární disk a tudíž nakonec na planety .

Analogy hvězd T Tauri ve vyšším hmotnostním rozsahu (2–8 hmotností Slunce ) - hvězdy před a hlavní posloupnosti spektrálního typu A a B se nazývají hvězdy typu Herbig Ae / Be . Masivnější (> 8 slunečních hmot) hvězdy v předhlavním stadiu sekvence nejsou pozorovány, protože se vyvíjejí velmi rychle: když se stanou viditelnými (tj. Rozptýlí okolní hvězdný plyn a oblak prachu), vodík ve středu již hoří a oni jsou objekty hlavní sekvence .

Planety

Planety kolem hvězd T Tauri zahrnují:

Viz také

Reference