Звезда типа T Тельца

Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) – класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.

Звёзды типа T Тельца – это звёзды, которые ещё не вступили на главную последовательность. Они весьма молоды, принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Температура в их ядре недостаточна, чтобы запустить термоядерную реакцию, которая начнётся приблизительно через 100 млн лет после образования звезды^[1]. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.

Существуют свидетельства^[2], что их поверхность покрыта «звездными» пятнами (по аналогии с солнечными пятнами). Они являются мощнейшими источниками излучения в рентгеновском и радиодиапазоне (примерно в 1000 мощнее, чем Солнце). Многие из них выдувают сильные звездные ветры. Ещё одним источником переменности их блеска является протопланетный диск, окружающий звезду.

В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, т. к. он разрушается при температуре выше 2,500,000 K. Изучение 53 звёзд типа T Тельца^[3], позволило связать постепенное исчезновение лития, предложив теорию т.н. «литиевого горения» в протон-протонном цикле в течение последней фазы эволюции звезды перед выходом на главную последовательность на треке Хаяси. Быстрое вращение звезды позволяет увеличить скорость перемешивания слоёв, и, соответственно, переноса лития в центральные слои, где он будет уничтожен. Звёзды типа T Тельца обычно увеличивают скорость вращения с возрастом, поскольку их радиус уменьшается, а момент импульса сохраняется. Всё это служит причиной уменьшения количества лития с возрастом. «Литиевое горение» также ускоряется при росте температуры и массы. В результате за 100 млн лет литий практически полностью выгорает.

Протон-протонный цикл для «Литиевого горения» следующий:

• $p^+ + {}^{6}\mathrm{Li}\ \rightarrow\ {}^{7}\mathrm{Be}$ (нестабилен)
• ${}^{7}\mathrm{Be}\ \rightarrow\ {}^{7}\mathrm{Li}$
• $p^+ + {}^{7}\mathrm{Li}\ \rightarrow\ {}^{8}\mathrm{Be}$ (нестабилен)
• ${}^{8}\mathrm{Be}\ \rightarrow\ {}^{4}\mathrm{He} + {}^{4}\mathrm{He} +$энергия

Этот цикл не работает, если звезда имеет массу меньше шестидесяти масс Юпитера. В этом случае по остатку лития можно оценить возраст звезды.

Двойная система HD 98800 в представлении художника

Больше половины звёзд типа T Тельца имеют околозвёздный диск, который можно назвать протопланетным и который может стать прародителем планетной системы, подобной солнечной. Околозвёздный диск рассеивается за 10 млн лет, частично выпадая на звезду, благодаря аккреции, частично тратится на формирование планет и частично выдувается звёздным ветром. Большинство звёзд типа T Тельца члены двойных систем.

Считается, что мощные магнитные поля и сильный звёздный ветер переносят момент импульса от звезды в протопланетный диск. Скорее всего наше Солнце на заре своей эволюции, т. е. первые 100 млн лет, также было звездой типа T Тельца. Мощное излучение, исходящее от очень молодого Солнца, выдуло легкие вещество (в первую очередь водород и гелий) на окраины солнечной системы, а также передало момент импульса формирующимся планетам.

Протопланетный диск в Туманности Ориона.

Звёзды типа T Тельца имеют массы меньше двух солнечных. В случае, если массы от 2 до 8 солнечных они называются звёзды Хербига (Ae/Be). Звезды больших масс, не могут быть наблюдены (по крайней мере, в оптическом диапазоне), т. к. эволюционируют очень быстро и когда они становятся видимыми, т. е. когда они уничтожат околозвёздный диск, они уже находятся на главной последовательности.

Примечания

1. ↑ T Tauri Stars, Immo Appenzeller and Reinhard Mundt, 1989, Aston.Astrophys.Rev. 1, 291
2. ↑ Frederick M. Walter Discussion of V471 Tauri observations and general T-Tauri properties Stony Brook University, April 2004
3. ↑ An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy David Barrado y Navascues, 2003

Ссылки

• Звёзды типа T Тельца