Αστέρας τύπου T Ταύρου

Οι αστέρες τύπου T Ταύρου (T Tauri stars ή TTS) είναι μία κατηγορία μεταβλητών αστέρων που πήρε το όνομά της από τον αστέρα T Ταύρου. Βρίσκονται κοντά σε μοριακά νέφη και αναγνωρίζονται από τη μεταβλητή τους λαμπρότητα και τις ισχυρές τους χρωμοσφαιρικές φασματικές γραμμές. Σήμερα πιστεύεται γενικά ότι αποτελούν το «βρεφικό» στάδιο στη ζωή όλων σχεδόν των αστέρων.

 Οι αστέρες τύπου T Ταύρου είναι αστέρες που δεν έχουν ενταχθεί ακόμα στην Κύρια Ακολουθία. Αποτελούν τους νεότερους ορατούς αστέρες φασματικών τύπων F, G, K και M με μάζας μικρότερη των 2 ηλιακών μαζών. Οι επιφανειακές θερμοκρασίες τους είναι παρόμοιες εκείνων των αστέρων ίσης μάζας της Κύριας Ακολουθίας, αλλά είναι σημαντικά λαμπρότεροι επειδή οι διαστάσεις τους είναι μεγαλύτερες. Οι θερμοκρασίες που επικρατούν στο κέντρο τους δεν είναι αρκετά υψηλές ώστε να γίνονται πυρηνικές αντιδράσεις. Η ενέργεια που ακτινοβολούν προέρχεται από τη βαρυτική ενέργεια που μετατρέπεται σε θερμότητα καθώς συστέλλονται, προχωρώντας προς την Κύρια Ακολουθία, στην οποία φθάνουν μετά από περίπου 100 εκατομμύρια χρόνια στο στάδιο του τύπου Τ Ταύρου. Συνήθως περιστρέφονται γύρω από τον άξονά τους με περίοδο μεταξύ 1 και 12 ημερών, αντί του ενός μηνός της ηλιακής περιστροφής. Είναι επίσης πολύ ενεργοί: Υπάρχουν ενδείξεις ότι μεγάλο ποσοστό της επιφάνειάς τους καλύπτεται από κηλίδες, και εμφανίζουν έντονες και μεταβλητές εκπομπές ακτίνων X και ραδιοκυμάτων (περίπου χίλιες φορές μεγαλύτερες των ηλιακών). Πολλοί αστέρες τύπου T Ταύρου έχουν εξαιρετικά ισχυρούς αστρικούς ανέμους. Μία άλλη πηγή μεταβλητότητας της λαμπρότητάς τους είναι συσσωματώσεις (πρωτοπλανήτες και πλανητοειδείς) μέσα στον δίσκο που τους περιβάλλει. Τα φάσματα των αστέρων τύπου T Ταύρου υποδεικνύουν μία μεγαλύτερη αφθονία λιθίου από τον `Ηλιο και άλλους αστέρες της Κύριας Ακολουθίας, επειδή το λίθιο καταστρέφεται από πυρηνικές αντιδράσεις σε θερμοκρασίες πάνω από 2.500.000 K. Από μία μελέτη της περιεκτικότητας σε λίθιο 53 αστέρων T Tαύρου, έχει βρεθεί ότι η καταστροφή του λιθίου εξαρτάται πολύ από τη διάμετρο, κάτι που δείχνει ότι η «καύση λιθίου» κατά τα τελευταία ασταθή στάδια πριν την ένταξη στην Κύρια Ακολουθία ίσως είναι μία από τις κυριότερες πηγές ενέργειας για τους αστέρες αυτούς: Η ταχεία περιστροφή τους τείνει να βελτιώνει την ανάμιξη του εσωτερικού τους και να αυξάνει τη μεταφορά του λιθίου σε βαθύτερα στρώματα, όπου και καταστρέφεται. Οι αστέρες τύπου T Ταύρου γενικά περιστρέφονται ταχύτερα με την πάροδο των αιώνων, καθώς οι διάμετροί τους μικραίνουν, εξαιτίας της διατηρήσεως της στροφορμής. Αυτό προκαλεί επιτάχυνση του ρυθμού καταστροφής του λιθίου. Η καταστροφή του λιθίου αυξάνεται επίσης όταν αυξάνεται η θερμοκρασία και η αστρική μάζα. Με αυτό τον τρόπο η εξάντληση του λιθίου μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να προσδιορισθεί η ηλικία του αστέρα. Υπάρχουν αρκετά είδη αστέρων τύπου T Ταύρου: Οι κλασικοί αστέρες Τ Ταύρου (classical TTS, CTTS) Οι αστέρες T Ταύρου ασθενών γραμμών (Weak-line TTS, WTTS) Οι «γυμνοί» αστέρες T Ταύρου (Naked TTS, NTTS), που αποτελούν υποσύνολο των WTTS.Σχεδόν οι μισοί αστέρες τύπου T Ταύρου έχουν περιαστρικούς δίσκους, οι οποίοι σε αυτή την περίπτωση αποκαλούνταιd πρωτοπλανητικοί δίσκοι, επειδή συνιστούν τους προδρόμους των πλανητικών συστημάτων, όπως το Ηλιακό Σύστημα. Οι περιαστρικοί αυτοί δίσκοι εκτιμάται ότι διαλύονται σε χρονικές κλίμακες της τάξεως των 10 εκατομμυρίων ετών. Οι περισσότεροι αστέρες τύπου T Ταύρου δημιουργούνται ως μέλη διπλών αστρικών συστημάτων. Σε διάφορα στάδια της ζωής τους είναι γνωστοί και με τον περιφραστικό όρο «νεαρά αστρικά αντικείμενα» (Young Stellar Objects, YSOs). Πιστεύεται ότι τα έντονα μαγνητικά πεδία και οι ισχυροί αστρικοί άνεμοι των αστέρων τύπου T Ταύρου αποτελούν ένα μέσο με το οποίο μεταφέρεται στροφορμή από τον αστέρα στον πρωτοπλανητικό δίσκο. Οι αντίστοιχοι των αστέρων τύπου T Ταύρου για μάζες μεγαλύτερες των 2 ηλιακών μαζών και για μάζες μέχρι 8 ηλιακές, όπου επικρατούν οι αστέρες φασματικών τύπων A και B, οι προ της Κύριας Ακολουθίας αστέρες ονομάζονται αστέρες Χέρμπιγκ Ae/Be (Herbig Ae/Be stars). Αστέρες με μάζα μεγαλύτερη των 8 ηλιακών μαζών δεν παρατηρούνται πριν φθάσουν στην Κύρια Ακολουθία, επειδή εξελίσσονται πάρα πολύ γρήγορα: όταν γίνονται ορατοί, έχοντας διαλύσει το περιβάλλον περιαστρικό νεφέλωμα αερίου και σκόνης, το υδρογόνο στο κέντρο τους έχει ήδη αρχίσει να συντήκεται σε ήλιον, οπότε αποτελούν αστέρες της Κύριας Ακολουθίας. SU Ηνιόχου TV Κρατήρος GQ Λύκου RU Λύκου R Μονοκέρωτος V718 Περσέως V1094 Σκορπίου AA Ταύρου V773 Ταύρου TT Ταύρου UX Ταύρου V4046 Τοξότου TW Ύδρας CT Χαμαιλέοντος Μεταβλητοί τύπου Ωρίωνος Αστρική εξέλιξη Appenzeller, Immo; Mundt, Reinhard (1989). «T Tauri Stars». Aston.Astrophys.Rev. 1 (3–4): 291–334. doi:10.1007/BF00873081. Bibcode: 1989A&ARv...1..291A. Discussion of V471 Tauri observations and general T-Tauri properties, Frederick M. Walter, Stony Brook University, April 2004 An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy, David Barrado y Navascues, 2003