T Tauri estrella

Las estrellas T Tauri (TTS) son una clase de estrellas variables que tienen menos de diez millones de años. Esta clase lleva el nombre del prototipo, T Tauri, una estrella joven en la región de formación estelar de Tauro. Se encuentran cerca de las nubes moleculares y se identifican por su variabilidad óptica y fuertes líneas cromosféricas. Las estrellas T Tauri son estrellas previas a la secuencia principal en el proceso de contraerse a la secuencia principal a lo largo de la trayectoria de Hayashi, una relación luminosidad-temperatura obedecida por estrellas jóvenes de menos de 3 masas solares (M☉) en la secuencia previa a la principal. fase de evolución estelar. Termina cuando una estrella de 0,5 M_☉ o más grande desarrolla una zona radiativa, o cuando una estrella más pequeña comienza la fusión nuclear en la secuencia principal.

Historia

Mientras que T Tauri se descubrió en 1852, Alfred Harrison Joy definió inicialmente la clase de estrellas T Tauri en 1945.

Características

Las estrellas T Tauri comprenden las estrellas de tipo espectral F, G, K y M visibles más jóvenes (<2 M☉). Las temperaturas de su superficie 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 de hidrógeno. En cambio, están alimentados por la energía gravitacional liberada cuando las estrellas se contraen, mientras se mueven hacia la secuencia principal, a la que llegan 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 las del Sol). Muchos tienen vientos estelares extremadamente poderosos; algunos expulsan gas en chorros bipolares de alta velocidad. Otra fuente de variabilidad del brillo son los cúmulos (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 estrellas Tauri de 53 T, 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 última 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 sus tasas 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 p-p para la quema de litio es la siguiente

p	+	63Li	→	74Be
74Be	+	e)	→	73Li	+.
p	+	73Li	→	84Be		(inestable)
		84Be	→	242He	+ energía

No ocurrirá en estrellas con menos de sesenta veces la masa de Júpiter (MJ). La tasa de agotamiento del litio se puede utilizar para calcular la edad de la estrella.

Tipos

Existen varios tipos de TTS:

• estrella T Tauri clásicaCTTS)
• Estrella T Tauri en línea débil (WTTS)
  • estrella de T Tauri desnuda (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 sean 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 objeto estelar joven (YSO). Se cree que los campos magnéticos activos y el fuerte viento solar de las ondas Alfvén de las estrellas T Tauri son uno de los medios por los cuales el momento angular se transfiere de la estrella al disco protoplanetario. Una etapa T 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, eventualmente a los planetas.

Los análogos de las estrellas T Tauri en el rango de masa superior (de 2 a 8 masas solares), las estrellas de tipo espectral A y B antes de la secuencia principal, se denominan estrellas de tipo Herbig Ae/Be. No se observan estrellas más masivas (>8 masas solares) en la etapa previa a la secuencia principal, porque evolucionan muy rápidamente: cuando se vuelven visibles (es decir, se dispersan alrededor de la nube de polvo y gas circunestelar), el hidrógeno en el centro ya se 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 tipo F
• 1RXS J160929.1−210524 alrededor de una estrella de tipo K
• Gliese 674 b alrededor de una estrella tipo M
• V830 Tau b alrededor de una estrella tipo M
• PDS 70b alrededor de una estrella tipo K