T Taurus stjerne

T Tauri-stjerner (T Tauri, T Tauri-stjerner, TTS)  er en klasse af variable stjerner opkaldt efter deres prototype T Tauri . De kan normalt findes tæt på molekylære skyer og identificeres ved deres (meget uregelmæssige) optiske variabilitet og kromosfæriske aktivitet.

T Tauri-stjerner er stjerner, der endnu ikke er kommet ind i hovedsekvensen . De er meget unge, tilhører stjernerne i spektralklasserne F, G, K, M og har en masse på mindre end to solmasser . Rotationsperioden er fra 1 til 12 dage. Deres overfladetemperatur er den samme som for hovedsekvensstjerner med samme masse, men de har en lidt højere lysstyrke, fordi deres radius er større. Temperaturen i deres kerne er ikke tilstrækkelig til at starte en termonuklear reaktion med at omdanne brint til helium, som vil begynde cirka 100 millioner år efter dannelsen af ​​en stjerne [1] . Hovedkilden til deres energi er gravitationskompression.

Der er tegn [2] på, at deres overflade er dækket af "stjerne"-pletter (svarende til solpletter ). De er de mest kraftfulde kilder til stråling i røntgen- og radioområdet (ca. 1000 kraftigere end Solen ). Mange af dem er kilden til en stærk stjernevind . En anden kilde til variation i deres lysstyrke er den protoplanetariske skive , der omgiver stjernen.

I spektret af stjerner af typen T Tauri er der lithium , som ikke er i Solens og andre hovedsekvensstjerners spektre , da det ved temperaturer over 2,5 × 10 6 K forbruges i kernereaktioner. Undersøgelsen af ​​53 T Tauri stjerner [3] gjorde det muligt at forbinde den gradvise forsvinden af ​​lithium, der foreslår teorien om den såkaldte. "lithium-brænding" i proton-proton-cyklussen under den sidste fase af stjernens udvikling, før den går ind i hovedsekvensen på Hayashi-sporet . Stjernens hurtige rotation gør det muligt at øge blandingshastigheden af ​​lagene og følgelig overførslen af ​​lithium til de centrale lag, hvor det vil blive ødelagt. T Tauri-stjerner øger typisk deres rotationshastighed med alderen, da deres radius falder, mens deres vinkelmomentum bevares. Alt dette er årsagen til faldet i mængden af ​​lithium med alderen. "Lithiumforbrænding" accelererer også med stigende temperatur og masse. Som følge heraf brænder lithium næsten fuldstændigt ud på 100 millioner år.

Proton-proton-cyklussen for "lithiumbrænding" er som følger:

• (ustabil)
• 
• (ustabil)
• energi

Denne cyklus fungerer ikke, hvis stjernen har en masse mindre end 60 Jupiter-masser. I dette tilfælde kan stjernens alder estimeres ud fra lithiumresten.

Mere end halvdelen af ​​T Tauri-stjernerne har en circumstellar skive, som kan kaldes protoplanetarisk , og som kan blive stamfader til et sollignende planetsystem . Den cirkumstellare skive spreder sig over 10 millioner år, dels falder den ned på stjernen på grund af tilvækst , dels brugt på dannelsen af ​​planeter, og dels blæst ud af stjernevinden. De fleste T Tauri-stjerner er medlemmer af binære systemer . I Orion-skyen i et binært system i nærheden af ​​en ung stjerne af type T Taurus JW 566 ved submillimeter-bølgelængder registrerede SCUBA-2 (UT)-instrumentet fra James Clark Maxwell infrarøde teleskop den kraftigste flare, som med hensyn til energifrigivelse oversteg de kraftigste soludbrud med 10 milliarder gange [4] .

Det menes, at kraftige magnetfelter og en stærk stjernevind overfører vinkelmomentum fra stjernen til den protoplanetariske skive. Mest sandsynligt var vores sol ved begyndelsen af ​​sin evolution, det vil sige i de første 100 millioner år, også en T Tauri-stjerne. Kraftig stråling fra en meget ung sol blæste lette stoffer (primært brint og helium ) til udkanten af ​​solsystemet og overførte også vinkelmomentum til de dannede planeter.

T Tauri-stjerner har masser af mindre end 2 solmasser. Med en masse på 2 til 8 solceller kaldes de Herbig-stjerner (Ae/Be) . Stjerner med større masser observeres ikke (i det mindste i det optiske område), da de udvikler sig meget hurtigt, og når de bliver synlige, det vil sige når den cirkumstellare disk ødelægges, er de allerede på hovedsekvensen.

Noter

1. ↑ Appenzeller I., Mundt R. T Tauri stjerner Arkiveret 10. oktober 2020 på Wayback Machine // The Astronomy and Astrophysics Review, 1989, Vol. 1, hæfte 3-4, s. 291-334.
2. ↑ Frederick M. Walter Diskussion af V471 Tauri-observationer og generelle T-Tauri-egenskaber Arkiveret 17. juli 2009 på Wayback Machine Stony Brook University, april 2004
3. ↑ David Barrado og Navascues, Eduardo L. Martin. Et empirisk kriterium til at klassificere T Tauri-stjerner og substellare analoger ved hjælp af lavopløsnings optisk spektroskopi Arkiveret 18. juni 2020 på Wayback Machine , 2003
4. ↑ JCMT Transient Survey: An Extraordinary Submillimeter Flare in the T Tauri Binary System JW 566 Arkiveret 9. marts 2021 på Wayback Machine , 2019 23. januar

Links

• Stjerner af typen T Tauri . Astronet . Dato for adgang: 28. april 2013. (ubestemt)
• Appenzeller, I; Mundt, R. T Tauri stjerner  //  The Astronomy and Astrophysics Review : journal. - 1989. - Bd. 1 , nr. 3-4 . — S. 291 . - doi : 10.1007/BF00873081 . - .

Ordbøger og encyklopædier	Fantastisk norsk Britannica (online)
I bibliografiske kataloger	GND : 4186382-3 J9U : 987007555923405171 LCCN : sh85131769