Las estrellas T Tauri ( TTS ) son una clase de estrellas variables que tienen menos de diez millones de años. [1] Esta clase lleva el nombre del prototipo, T Tauri , una estrella joven en la región de formación estelar de Tauro . Se encuentran cerca de nubes moleculares y se identifican por su variabilidad óptica y fuertes líneas cromosféricas . T Las estrellas Tauri son estrellas anteriores a la secuencia principal en proceso de contraerse con la secuencia principal a lo largo de la trayectoria de Hayashi , una relación de luminosidad-temperatura obedecida por estrellas recién nacidas de menos de 3 masas solares ( M ☉) en la fase previa a la secuencia principal de la evolución estelar . Termina cuando una estrella de 0,5 M ☉ o más desarrolla una zona radiativa , o cuando una estrella más pequeña comienza la fusión nuclear en la secuencia principal .
Historia
Mientras que la propia T Tauri fue descubierta en 1852, la clase de estrellas T Tauri fue inicialmente definida por Alfred Harrison Joy en 1945. [2]
Caracteristicas
Las estrellas T Tauri comprenden las estrellas de tipo espectral F, G, K y M visibles más jóvenes (<2 M ☉ ). Sus temperaturas superficiales son similares a las de las estrellas de la secuencia principal de la misma masa, pero son significativamente más luminosas porque sus radios son más grandes. Sus temperaturas centrales son demasiado bajas para la fusión del hidrógeno . En cambio, están alimentados por energía gravitacional liberada cuando las estrellas se contraen, mientras se mueven hacia la secuencia principal , que alcanzan después de unos 100 millones de años. Por lo general, rotan con un período de entre uno y doce días, en comparación con un mes para el Sol, y son muy activos y variables.
Hay evidencia de grandes áreas de cobertura de manchas estelares , y tienen emisiones de radio y rayos X intensas y variables (aproximadamente 1000 veces la del Sol). Muchos tienen vientos estelares extremadamente poderosos ; algunos expulsan gas en chorros bipolares de alta velocidad . Otra fuente de variabilidad de brillo son las agrupaciones ( protoplanetas y planetesimales ) en el disco que rodea a las estrellas T Tauri.
Sus espectros muestran una mayor abundancia de litio que el Sol y otras estrellas de la secuencia principal porque el litio se destruye a temperaturas superiores a 2.500.000 K. A partir de un estudio de la abundancia de litio en 53 estrellas T Tauri, se ha descubierto que el agotamiento del litio varía mucho con el tamaño. lo que sugiere que la " quema de litio " por la cadena P – P durante las últimas etapas altamente convectivas e inestables durante la fase previa a la secuencia principal de la contracción de Hayashi puede ser una de las principales fuentes de energía para las estrellas T Tauri. La rotación rápida tiende a mejorar la mezcla y aumentar el transporte de litio a capas más profundas donde se destruye. Las estrellas T Tauri generalmente aumentan su velocidad de rotación a medida que envejecen, a través de la contracción y el giro, ya que conservan el momento angular. Esto provoca una mayor tasa de pérdida de litio con la edad. La quema de litio también aumentará con temperaturas y masas más altas, y durará como máximo un poco más de 100 millones de años.
La cadena de PP para la quema de litio es la siguiente
pag
+ 6
3Li
→ 7
4Ser7
4Ser
+
mi-
→ 7
3Li
+
ν
pag
+ 7 3Li → 8 4Ser (inestable) 8 4Ser → 2 4 2Él + energía
No ocurrirá en estrellas con menos de sesenta veces la masa de Júpiter ( M J ). De esta manera, la tasa de agotamiento del litio se puede utilizar para calcular la edad de la estrella.
Tipos
Existen varios tipos de TTS: [3]
- Estrella clásica T Tauri ( CTTS )
- Estrella T Tauri de línea débil ( WTTS )
- Estrella desnuda de T Tauri ( NTTS ), que es un subconjunto de WTTS.
Aproximadamente la mitad de las estrellas T Tauri tienen discos circunestelares , que en este caso se denominan discos protoplanetarios porque probablemente son los progenitores de sistemas planetarios como el Sistema Solar. Se estima que los discos circunestelares se disipan en escalas de tiempo de hasta 10 millones de años. La mayoría de las estrellas T Tauri están en sistemas estelares binarios . En varias etapas de su vida, se les llama Objetos Estelares Jóvenes (YSO). Se cree que los campos magnéticos activos y el fuerte viento solar de las ondas Alfvén de las estrellas T Tauri son un medio por el cual el momento angular se transfiere de la estrella al disco protoplanetario. En la etapa de Tauri para el Sistema Solar sería un medio por el cual el momento angular del Sol en contracción se transfirió al disco protoplanetario y, por lo tanto, finalmente a los planetas .
Los análogos de las estrellas T Tauri en el rango de masa más alto (2-8 masas solares ) , las estrellas de tipo pre-secuencia principal de tipo espectral A y B , se denominan estrellas de tipo Herbig Ae / Be . Más masiva (> 8 masas solares) estrellas en la etapa pre-secuencia principal no se observan, porque evolucionan muy rápidamente: cuando se convierten visible (es decir, se dispersa en los alrededores de gas circumstellar y nube de polvo), el hidrógeno en el centro ya está quemando y son objetos de secuencia principal .
Planetas
Los planetas alrededor de las estrellas T Tauri incluyen:
- HD 106906 b alrededor de una estrella de tipo F
- 1RXS J160929.1−210524 alrededor de una estrella tipo K
- Gliese 674 b alrededor de una estrella de tipo M
- V830 Tau b alrededor de una estrella tipo M
- PDS 70b alrededor de una estrella tipo K
Ver también
- Variable de Orion
- Perfil de P Cygni
Referencias
- ^ Appenzeller, yo; Mundt, R. (1989). "Estrellas de T Tauri". La Revista de Astronomía y Astrofísica . 1 (3-4): 291. Bibcode : 1989A & ARv ... 1..291A . doi : 10.1007 / BF00873081 . S2CID 118324477 .
- ^ Alegría, Alfred H. (1945). "Estrellas variables T Tauri" . El diario astrofísico . 102 : 168-195. Código Bibliográfico : 1945ApJ ... 102..168J . doi : 10.1086 / 144749 .
- ^ Scott J. Wolk (1996). "T Tauri Stars, desnudo y de otra manera" . Consultado el 14 de marzo de 2018 .
- Discusión de las observaciones de V471 Tauri y las propiedades generales de T-Tauri , Frederick M. Walter, Stony Brook University, abril de 2004
- Un criterio empírico para clasificar estrellas T Tauri y análogos subestelares usando espectroscopia óptica de baja resolución , David Barrado y Navascues, 2003
