РОЖДЕНИЕ ЗВЕЗДЫ

[jaga_lux_2]

T Tauri: A Star is Formed
Credit & Copyright: T. Rector (U. Alaska Anchorage), H. Schweiker, WIYN, NOAO, AURA, NSF
Как выглядит звезда, когда она только формируется? Пример – переменная звезда Т Таурус (Телец), которую можно увидеть как яркую оранжевую звезду возле центра изображения. Вокруг желтое облако космической пыли, которое называется Hind's Variable Nebula (NGC 1555/1554).
Звезды Т Таури считаются молодыми  (меньше, чем несколько миллионов лет) звездами подобными солнцу на ранних стадиях формирования.

Explanation: What does a star look like when it is forming? The prototypical example is the variable star T Tauri, visible as the bright orange star near the image center. The orange star centered in this remarkable telescopic skyview is T Tauri, prototype of the class of T Tauri variable stars. Surrounding T Tauri is a dusty yellow cosmic cloud named the Hind's Variable Nebula (NGC 1555/1554).
Over 400 light-years away, at the edge of a molecular cloud, both star and nebula are seen to vary significantly in brightness but not necessarily at the same time, adding to the mystery of the intriguing region. T Tauri stars are now generally recognized as young -- less than a few million years old -- sun-like stars still in the early stages of formation.
To further complicate the picture, infrared observations indicate that T Tauri itself is part of a multiple star system. Surprisingly, due to a close gravitational pass near one of these stars, T Tauri may now be headed out of the system. The dramatic color image above captures a region that spans about 4 light-years.



T Tauri, the "Northern" star in this system, is a famous variable star, discovered in October of 1852 by J.R. Hind, a London astronomer using a 7-inch diameter telescope. At its brightest, it is some 40 times brighter than when at its faintest. It has been studied extensively as a nearby example of a young stellar system.It lies approximately 460 light-years (140 pc) from the Sun.

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. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.



Существуют свидетельства, 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 их 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.



http://ru.wikipedia.org/wiki/Звезда_типа_T_Тельца

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.

http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=10340

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.
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.


И наша солнечная система могла иметь такое начало...

В 80 годы астрономам казалось, что быстро удастся выяснить и природу процессов, ответственных за наблюдаемые свойства молодых звезд. Однако и сейчас, спустя уже много лет после начала их пристального изучения, физика звезд типа Т Тельца остается предметом споров. В последнее время этим звездам ежегодно посвящается около сотни научных статей (так, во всяком случае, пишут). Однако до сих пор применение новых методов исследования не уменьшает число нерешенных проблем.

 Вот более новые данные (2004), которые мне удалось разыскать. Хотя, может есть и более поздние, не все мне доступно.







The closed Solar magnetic field can extend a fair fraction of a Solar radius

 http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=T+Tauri&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id




The T Tauri stars are now thought to have:

- Large scale magnetic fields holding off the accretion disk, and
- Magnetically-channeled high latitude accretion,
          both of which imply magnetic structures unlike present-day solar magnetic structures.



In V471 Tau:
- The atmosphere is extended, to at least 2 K star radii.
- The gas must be magnetically confined.
- The temperature increases with height.
- The gas is in co-rotation about the K star.
- The gas exhibits blue shifts (flows?) to about 70 km/s.
- There are strong and phase-variable asymetries in the absorbing gas.
- The asymetries are likely not caused by the WD.
- This is consistent with an incomplete shell near the Keplerian co-rotation radius.


BD +16 516
The Ballerina of the Hyades: Skillman and Patterson 1988


http://astrophysics.gsfc.nasa.gov/seminars/presentations/walter/toc.html  -можно и посмотреть самому и почитать


A T Tauri star embeddeded within nebulosity

Conclusions:

A lot of gas is confined near the the Keplerian co-rotation radius by giant magnetic loops (forming a quasi-dipolar magnetic canopy?).
The H-alpha prominences may be cool condensations within a hotter gas.
The gas in V471 Tau, and the AB Dor pedestal emission, likely have the same origin.
Rapidly rotating stars have large-scale magnetospheres, with transitions regions and coronae to match.





В Тельце находятся два рассеянных звёздных скопления — Гиады и Плеяды.
Плеяды (М 45) часто называют «Семь Сестёр» — это рассеянное скопление, одно из ближайших к нам (расстояние 410 св. лет), содержащее ок. 500 звёзд, окутанных еле заметной туманностью. Девять ярчайших звёзд лежат на поле диаметром чуть более 1°. Зоркий глаз различает в Плеядах 6 или даже 7 звёзд. Вместе они выглядят как маленький ковшик.
Еще ближе к нам (ок. 150 св. лет) расположено рассеянное скопление Гиады, содержащее 132 звезды ярче 9-й величины и еще 259 более слабых возможных членов.




Abstract

We have compiled and studied photometric and spectroscopic data published in the literature of several star-forming regions and young open clusters (Orion, Taurus, IC 348, Sco-Cen complex, Chamaeleon I, TW Hydrae association, σ Orionis cluster, IC 2391, α Persei cluster, and the Pleiades). Our goal was to seek the definition of a simple empirical criterion to classify stars or brown dwarfs that are accreting matter from a disk on the sole basis of low-resolution optical spectroscopic data. We show that, using Hα equivalent widths and spectral types, we can statistically classify very young stars and brown dwarfs as classical T Tauri stars and substellar analogs. As a boundary between accreting and nonaccreting objects, we use the saturation limit of chromospheric activity at log[L(Hα)/L(bol)]=-3.3 (determined in the open clusters). We discuss the uncertainties in the classification scheme due to the occurrence of flares. We have used this spectroscopic empirical criterion to classify objects found in the literature, and we compute the fraction of accreting objects in several star-forming regions. The fraction of accreting objects appears to decrease from about 50% to about 5% from 1 to 10 Myr for both stars and brown dwarfs.

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0309284

http://arxiv.org/abs/astro-ph/0309284