Bintang T Tauri

Pembentukan bintang
Kelas objek
Medium antara bintang Awan molekul Globul Bok Nebula gelap Objek bintang muda Protobintang Bintang pra-jujukan utama Bintang T Tauri Bintang Ae/Be Herbig Objek Herbig–Haro
Konsep teori
Tokokan Fungsi jisim awal Ketidakstabilan Jeans Mekanisme Kelvin–Helmholtz Hipotesis nebula Penghijrahan planet
l b s

Bintang T Tauri (Jawi: ‏بينتڠ تي تاوري‎code: ms is deprecated ‎; TTS) ialah kelas bintang berubah-ubah yang berumur kurang daripada sepuluh juta tahun.^[1] Kelas ini dinamakan sempena prototaipnya, T Tauri, bintang muda di rantau pembentuk bintang Taurus. Ia ditemui berhampiran awan molekul dan dikenal pasti melalui kebolehubahan optik dan garis kromosfera yang kuat. Bintang T Tauri ialah bintang pra-jujukan utama dalam proses menguncup ke jujukan utama di sepanjang jejak Hayashi, iaitu hubungan kekilauan-suhu yang dipatuhi oleh bintang baru lahir kurang daripada 3 jisim suria (M_☉) dalam jujukan pra-utama fasa evolusi bintang.^[2] Ia berakhir apabila bintang 0.5 M_☉ atau lebih besar membangunkan zon sinaran, atau apabila bintang yang lebih kecil memulakan pelakuran nuklear pada jujukan utama.

Sejarah

Walaupun T Tauri sendiri ditemui pada tahun 1852, kelas bintang T Tauri pada mulanya ditakrifkan oleh Alfred Harrison Joy pada tahun 1945.^[3]

Ciri-ciri

Bintang T Tauri terdiri daripada bintang jenis spektrum F, G, K dan M termuda yang boleh dilihat (<2 M_☉). Suhu permukaannya adalah serupa dengan bintang jujukan utama dengan jisim yang sama, tetapi ia lebih bercahaya kerana jejarinya lebih besar. Suhu pusat mereka terlalu rendah untuk pelakuran hidrogen. Sebaliknya, mereka dikuasakan oleh tenaga graviti yang dilepaskan semasa bintang menguncup, sambil bergerak ke arah jujukan utama, yang mereka capai selepas kira-kira 100 juta tahun. Mereka biasanya berputar dengan tempoh antara satu dan dua belas hari, berbanding sebulan untuk Matahari, dan sangat aktif dan berubah-ubah.

Terdapat bukti kawasan besar liputan tompok bintang, dan ia mempunyai pancaran sinar-X dan radio yang sengit dan berubah-ubah (kira-kira 1000 kali ganda daripada Matahari). Banyak yang mempunyai angin bintang yang sangat kuat; beberapa mengeluarkan gas dalam jet dwikutub berkelajuan tinggi. Satu lagi sumber kebolehubahan kecerahan ialah gumpalan (protoplanet dan planetesimal) dalam cakera mengelilingi bintang T Tauri.

Spektrum mereka menunjukkan kelimpahan litium yang lebih tinggi daripada Matahari dan bintang jujukan utama lain kerana litium dimusnahkan pada suhu melebihi 2,500,000 K. Daripada kajian kelimpahan litium dalam 53 buah bintang T Tauri, didapati bahawa pengurangan litium sangat berbeza mengikut saiz, mencadangkan bahawa "pembakaran litium" oleh rantai p-p semasa peringkat perolakan dan tidak stabil terakhir semasa fasa jujukan pra-utama penguncupan Hayashi kemudian mungkin merupakan salah satu sumber tenaga utama untuk bintang T Tauri. Putaran pantas cenderung untuk meningkatkan pencampuran dan meningkatkan pengangkutan litium ke dalam lapisan yang lebih dalam di mana ia dimusnahkan. Bintang T Tauri biasanya meningkatkan kadar putaran mereka apabila mereka semakin tua, melalui penguncupan dan putaran, kerana ia mengekalkan momentum sudut. Ini menyebabkan kadar kehilangan litium meningkat dengan usia. Pembakaran litium juga akan meningkat dengan suhu dan jisim yang lebih tinggi, dan akan bertahan paling lama lebih 100 juta tahun.

Rantaian p-p untuk pembakaran litium adalah seperti berikut:

[[Templat:SubatomicParticle/link|p]]	+	6 3Li	→	7 4Be
7 4Be	+	[[Templat:SubatomicParticle/link|e− ]]	→	7 3Li	+ [[Templat:SubatomicParticle/link|ν e]]
[[Templat:SubatomicParticle/link|p]]	+	7 3Li	→	8 4Be		(tidak stabil)
		8 4Be	→	2 4 2He	+ tenaga

Ia tidak akan berlaku pada bintang yang kurang daripada enam puluh kali jisim Musytari (M_J). Kadar penyusutan litium boleh digunakan untuk mengira umur bintang.

Jenis

Beberapa jenis TTS wujud:^[4]

• Bintang T Tauri klasik (CTTS)
• Bintang T Tauri garis lemah (WTTS)
  • Bintang T Tauri kasar (NTTS), yang merupakan subset WTTS.

Kira-kira separuh daripada bintang T Tauri mempunyai cakera sirkumnajam, yang dalam kes ini dipanggil cakera protoplanet kerana ia mungkin merupakan leluhur sistem planet seperti Sistem Suria. Cakera sirkumnajam dianggarkan melesap pada skala masa sehingga 10 juta tahun. Kebanyakan bintang T Tauri berada dalam sistem bintang binari. Dalam pelbagai peringkat kehidupan mereka, mereka dipanggil objek bintang muda (YSO). Dipercayai bahawa medan magnet aktif dan angin suria yang kuat dari gelombang Alfvén bintang T Tauri adalah salah satu cara momentum sudut dipindahkan dari bintang ke cakera protoplanet. Peringkat T Tauri untuk Sistem Suria akan menjadi salah satu cara bagaimana momentum sudut Matahari yang mengecut dipindahkan ke cakera protoplanet dan seterusnya, akhirnya ke planet-planet

Analog bintang T Tauri dalam julat jisim yang lebih tinggi (2–8 jisim suria)—bintang pra-jujukan utama jenis spektrum A dan B, dipanggil bintang jenis Herbig Ae/Be. Bintang yang lebih besar (>8 jisim suria) dalam peringkat jujukan pra-utama tidak diperhatikan, kerana ia berkembang dengan sangat cepat: apabila ia kelihatan (iaitu tersebar di sekeliling gas bulatan dan awan debu), hidrogen di tengah sudah terbakar dan ia menjadi objek jujukan utama.

Planet

Planet di sekitar bintang T Tauri termasuk:

• HD 106906 b di sekeliling bintang jenis F
• 1RXS J160929.1−210524b mengelilingi bintang jenis K
• Gliese 674 b mengelilingi bintang jenis M
• V830 Tau b mengelilingi bintang jenis M
• PDS 70b mengelilingi bintang jenis K

Lihat juga

• Pembolehubah Orion
• EX Lupi
• Profil P Cygni

Rujukan

• Perbincangan tentang pemerhatian Tauri V471 dan sifat umum T-Tauri, Frederick M. Walter, Universiti Stony Brook, April 2004
• Kriteria empirikal untuk mengklasifikasikan bintang T Tauri dan analog substellar menggunakan spektroskopi optik resolusi rendah, David Barrado y Navascues, 2003