Ѕвезда од типот на T Бик

Уметничка претстава на T Tau-ѕвезда со околуѕвезден насобирачки диск.

Ѕвезда од типот ма T Бик (T Tau-ѕвезда или TTS) — класа на променливи ѕвезди со старост помала од десет милиони години.^[1] Наречена е по нивниот прототип T Бик, сместена во ѕвездородната област на Бик. Се среќаваат близу молекуларни облаци и се распознаваат по нивната оптичка променливост и впечатливи хромосферни линии. T Tau-ѕвездите се ѕвезди пред главната низа во процес на стегање кон главната низа долж Хајашиевата патека — однос помеѓу сјајноста-температурата според кој се водат новородените ѕвезди со помалку од 3 сончеви маси (M_☉) во предглавнонизната фаза на ѕвезденио развој. Завршува кога ѕвезда од 0,5 M_☉ или повеќе ќе добие зрачен слој, или кога помала ѕвезда ќе почне со јадрено соединување во главната низа.

Историја[уреди | уреди извор]

Иако самата ѕвезда T Бик (T Tau) е откриена во 1852 г., класата на ѕвезди наречена по неа прв ја утврдил американскиот астроном Алфред Харисон Џој во 1945 г.^[2]

Особености[уреди | уреди извор]

T Tau-ѕвездите се најмладите видливи ѕвезди од спектрален тип F, G, K и M (<2 M_☉). Површинската температура им е слична како главнонизните со иста маса, но овие се значително посјајни бидејќи имаат поголеми полупречници. Температурата во средиштето е прениска за да отпочне соединување на водородот. Наместо тоа, силата ја добиваат од гравитациската енергија која се ослободува при стегањето на ѕвездата додека се движи кон главната низа, која ја достигнуваат за околу 100 милиони години. Обично имаат вртежен период од еден до дванаесет дена, во споредба со еден месец кај Сонцето, и се мошне активни и променливи.

Кај ни се забележува значителна покриеност со ѕвездени дамки, и присуство на силно и променливо рендгенско и радиозрачење (околу 1000 пати повеќе од Сонцето). Многу имаат крајно моќни ѕвездени ветришта; некои исфрлаат гас во големобрзински двополни млазови. Друг извор на сјајноста се грутките (протопланети и планетезимали) во дискот кој ги опкружува T Tau-ѕвездите.

Нивните спектри покажуваат поголемо изобилство на литиум отколку кај Сонцето и други главнонизни ѕвезди бидејќи литиумот се уништува на температура преку 2.500.000 K. Исцрпувањето на литиумот значително се разликува зависно од големината, укажувајќи на тоа дека „литиумското согорување“ при протонско-протонската реакција во последните високоструевити и нестабилни фази во подоцнежната предглавнонизна фаза на Хајашиево стегање можеби е еден од главните извори на енергија за T Tau-ѕвездите. Брзото вртење до подобрува мешањето и го зголемува преносот на литиум во подлабоките слоеви каде тој се уништува. T Tau-ѕвездите обично ја зголемуваат брзината на вртење како што стареат, што се должи на стегањето и побрзиот заврт кога го запазуваат моментот на импулсот. Со поголемата старост, литиумот сè повеќе се губи. Повисоката температура и маса го согоруваат литиумот побргу, и тој не трае многу повеќе од 100 милиони години.

Ова не се јавува кај ѕвезди со маса помалку од 60 Јупитерови маси (M_J). Со тоа, стапката на исцрпување на литиумот може да послужи за пресметување на староста на ѕвездата.

Видови[уреди | уреди извор]

Протопланетарни дискови во маглината Орион.

Постојат неколку видови на T Tau-ѕвезд:^[3]

класични T Tau-ѕвезди (CTTS)
слаболиниски T Tau-ѕвезди (WTTS)
- голи T Tau-ѕвезди (NTTS) — подвид на слаболиниските.

Околу половина од T Tau-ѕвездите имаат околувездени дискови, кои во случајов се нарекуваат протопланетарни дискови бидејќи од нив произлегуваат планетарни системи како Сончевиот. Околуѕвездените дискови е растеруваат во рок од 10 милиони години. Највеќето T Tau-ѕвезди се составници на двојки. Во разни фази од нивниот животек век, тие се нарекуваат млади ѕвездени тела. Се смета дека активните магнетни полиња и силниот сончев ветер од Алфвенови бранови на T Tau-ѕвездите се еден од начините на кој моментот на импулсот преоѓа од ѕвездата во протопланетарниот диск.

Аналози на T Tau-ѕвездите во повисокиот масен опсег (2–8 сончеви маси) се предглавнонизни ѕвезди од спектрален тип A и B, и се наречени Хербигови Ae/Be-ѕвезди. Помасивните ѕвезди (>8 сончеви маси) во предглавнонизна фаза не се забележани бидејќи се развиваат многу бргу: кога ќе станат видливи (т.е. кога ќе се растури околуѕвездениот облак од гас и прашина), водородот во средиштето веќе согорува и тие веќе се тела од главната низа.