Hvězda T Taurus

Hvězdy T Tauri (T Tauri, hvězdy T Tauri, TTS)  jsou třídou proměnných hvězd pojmenovaných po jejich prototypu T Tauri . Obvykle je lze nalézt blízko molekulárních mračen a identifikovat je podle jejich (vysoce nepravidelné) optické variability a chromosférické aktivity.

Hvězdy T Tauri jsou hvězdy, které ještě nevstoupily do hlavní posloupnosti . Jsou velmi mladé, patří ke hvězdám spektrálních tříd F, G, K, M a mají hmotnost menší než dvě hmotnosti Slunce . Doba střídání je od 1 do 12 dnů. Jejich povrchová teplota je stejná jako u hvězd hlavní sekvence stejné hmotnosti, ale mají o něco vyšší svítivost, protože jejich poloměr je větší. Teplota v jejich jádru nestačí k zahájení termonukleární reakce přeměny vodíku na helium, která začne přibližně 100 milionů let po vzniku hvězdy [1] . Hlavním zdrojem jejich energie je gravitační komprese.

Existují známky [2] , že jejich povrch je pokryt "hvězdnými" skvrnami (podobnými slunečním skvrnám ). Jsou nejsilnějšími zdroji záření v rentgenovém a rádiovém rozsahu (asi o 1000 silnější než Slunce ). Mnohé z nich jsou zdrojem silného hvězdného větru . Dalším zdrojem proměnlivosti jejich jasnosti je protoplanetární disk obklopující hvězdu.

Ve spektru hvězd typu T Tauri je lithium , které není ve spektrech Slunce a dalších hvězd hlavní posloupnosti , protože při teplotách nad 2,5 × 10 6 K se spotřebovává při jaderných reakcích. Studium 53 hvězd T Tauri [3] umožnilo propojit postupné mizení lithia, navrhlo teorii tzv. „spalování lithia“ v proton-protonovém cyklu během poslední fáze vývoje hvězdy před vstupem do hlavní sekvence na stopě Hayashi . Rychlá rotace hvězdy umožňuje zvýšit rychlost míchání vrstev, a tedy i přenos lithia do centrálních vrstev, kde bude zničeno. Hvězdy T Tauri obvykle zvyšují svou rotační rychlost s věkem, protože jejich poloměr se zmenšuje, zatímco jejich moment hybnosti je zachován. To vše je důvodem poklesu množství lithia s věkem. S rostoucí teplotou a hmotností se také zrychluje „spalování lithia“. V důsledku toho lithium téměř úplně shoří za 100 milionů let.

Proton-protonový cyklus pro „spalování lithia“ je následující:

Tento cyklus nefunguje, pokud má hvězda hmotnost menší než 60 hmotností Jupiteru. V tomto případě lze stáří hvězdy odhadnout ze zbytku lithia.

Více než polovina hvězd T Tauri má cirkumstelární disk, který lze nazvat protoplanetární a který se může stát předchůdcem planetárního systému podobného Slunci . Cirkumstelární disk se rozptýlí za 10 milionů let, částečně padá na hvězdu v důsledku narůstání , částečně je vynaložen na tvorbu planet a částečně je sfouknut hvězdným větrem. Většina hvězd T Tauri jsou členy binárních systémů . V Orionově mračnu v binárním systému poblíž mladé hvězdy typu T Taurus JW 566 na submilimetrových vlnových délkách zaznamenal přístroj SCUBA-2 (UT) infračerveného dalekohledu James Clark Maxwell nejsilnější vzplanutí, které z hlediska uvolňování energie přesáhlo nejsilnější sluneční erupce 10 miliardkrát [4] .

Předpokládá se, že silná magnetická pole a silný hvězdný vítr přenášejí moment hybnosti z hvězdy na protoplanetární disk. S největší pravděpodobností bylo naše Slunce na úsvitu svého vývoje, tedy během prvních 100 milionů let, také hvězdou T Tauri. Silné záření vycházející z velmi mladého Slunce vhánělo lehké látky (především vodík a helium ) na okraje sluneční soustavy a také přenášelo moment hybnosti na formující se planety.

Hvězdy T Tauri mají hmotnosti menší než 2 hmotnosti Slunce. S hmotností 2 až 8 slunečních hvězd se nazývají Herbigovy hvězdy (Ae/Be) . Hvězdy větších hmotností nejsou pozorovány (alespoň v optickém rozsahu), protože se vyvíjejí velmi rychle, a když se stanou viditelnými, to znamená, když je zničen cirkumstelární disk, jsou již v hlavní posloupnosti.

Poznámky

  1. ↑ Appenzeller I., Mundt R. T Tauri stars Archived 10. října 2020 na Wayback Machine // The Astronomy and Astrophysics Review, 1989, Vol. 1, vydání 3-4, pp. 291-334.
  2. ↑ Frederick M. Walter Diskuse o pozorováních V471 Tauri a obecných vlastnostech T-Tauri Archivováno 17. července 2009 na Wayback Machine Stony Brook University, duben 2004
  3. ↑ David Barrado y Navascues, Eduardo L. Martin. Empirické kritérium pro klasifikaci hvězd T Tauri a subhvězdných analogů pomocí optické spektroskopie s nízkým rozlišením Archivováno 18. června 2020 na Wayback Machine , 2003
  4. ↑ JCMT Transient Survey: An Extraordinary Submilimeter Flare in the T Tauri Binary System JW 566 Archived 9. March 2021 at Wayback Machine , 2019 January 23

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 proměnné hvězdy
Sopečný
Pulzující
rotující
Kataklyzmatické
zákrytové dvojhvězdy
Seznamy
Kategorie: Proměnné hvězdy