Bintang T Tauri

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.

Pelepasan gelembung gas panas daripada XZ Tauri, sistem binari bintang T Tauri. Skalanya jauh lebih besar daripada Sistem Suria.

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

Rujukan

^ Appenzeller, I; Mundt, R (1989). "T Tauri stars". The Astronomy and Astrophysics Review. 1 (3–4): 291. Bibcode:1989A&ARv...1..291A. doi:10.1007/BF00873081. S2CID 118324477.
^ "Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction; Young Stellar Objects". chandra.harvard.edu. Dicapai pada 2023-01-31.
^ Joy, Alfred H. (1945). "T Tauri Variable Stars". The Astrophysical Journal. 102: 168–195. Bibcode:1945ApJ...102..168J. doi:10.1086/144749.
^ Scott J. Wolk (1996). "T Tauri Stars, Naked and Otherwise". Dicapai pada 2018-03-14.

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

[appenzeller-1] Appenzeller, I; Mundt, R (1989). "T Tauri stars". The Astronomy and Astrophysics Review. 1 (3–4): 291. Bibcode:1989A&ARv...1..291A. doi:10.1007/BF00873081. S2CID 118324477.

[Havard-2] "Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction; Young Stellar Objects". chandra.harvard.edu. Dicapai pada 2023-01-31.

[Joy1945-3] Joy, Alfred H. (1945). "T Tauri Variable Stars". The Astrophysical Journal. 102: 168–195. Bibcode:1945ApJ...102..168J. doi:10.1086/144749.

[wolk-4] Scott J. Wolk (1996). "T Tauri Stars, Naked and Otherwise". Dicapai pada 2018-03-14.

[1]

[2]

[3]

[4]

l b s Bintang
Evolusi	Pembentukan Bintang pra jujukan utama Jujukan utama Cabang mengufuk Cabang gergasi berasimptot Korekan Jalur ketidakstabilan Gumpalan merah Bintang PG 1159 Pembolehubah Mira Nebula planet Nebula protoplanet Nova merah berkilau Pembolehubah biru berkilau Gelung biru Bintang Wolf–Rayet Penyamar supernova Supernova Hipernova Rajah Hertzsprung–Russell Rajah warna-warna Bintang populasi I Bintang populasi II Bintang populasi III
Protobintang	Awan molekul Kawasan H II Globul Bok Objek najam muda Objek Herbig–Haro Jejak Hayashi Had Hayashi Jejak Henyey Orion T Tauri FU Orionis Herbig Ae/Be
Kelas kekilauan	Subkerdil Kerdil Biru Merah Putih Kuning Hitam Perang Subgergasi Gergasi Biru Merah Gergasi terang Supergergasi Biru Merah Kuning Hipergergasi Kuning Pelente biru
Pengelasan spektrum	O B A F G K M Be OB Subkerdil O Subkerdil B Jenis lewat Khusus Am Ap/Bp Berayun Barium Karbon CH Helium lampau Lambda Boötis Plumbum Merkuri-mangan S Cangkerang Teknetium
Sisa	Kerdil putih Kerdil hitam Planet helium Bintang neutron Pulsar Magnetar Lohong hitam najam Bintang padat kuark Eksotik Teras najam: EF Eridani B
Bintang teori	Bintang jirim gelap Bintang beku Bintang Planck Bintang Q Bintang Quasi Objek Thorne–Żytkow Bintang besi
Nukleosistesis	Pembakaran deuterium Pembakaran litium Rantaian proton–proton Kitaran CNO Nyalaan helium Proses tiga alfa Pembakaran karbon Pembakaran neon Pembakaran oksigen Proses alfa Pembakaran silikon Proses S Proses R Fusor Nova Sisa
Struktur	Teras Zon perolakan Kegeloraan mikro Ayunan Zon sinaran Atmosfera Fotosfera Tompok bintang Kromosfera Korona Angin najam Buih Asteroseismologi Kekilauan Eddington Mekanisme Kelvin–Helmholtz
Sifat	Penamaan Dinamika Suhu berkesan Kinematik Medan magnet Magnitud Mutlak Jisim Kelogaman Putaran Warna UBV Perubahan
Sistem bintang	Dedua Sentuh Sampul serupa Berbilang Cakera tokokan Kelompok bintang Himpunan Kelompok terbuka Kelompok globul Kelompok super bintang Sistem planet Sistem suria
Cerapan berpusat bumi	Bintang kutub Bintang lilit kutub Magnitud Ketara Pemupusan Fotografi Warna Halaju jejarian Gerakan wajar Paralaks Bintang piawai fotometrik
Senarai	Nama bintang Arab Cina Lampau Besar saiz Kecil saiz Terberat Teringan Suhu tertinggi Tercerah Bersejarah Terkilau Terdekat Cerah terdekat Bintang dengan eksoplanet Kerdil perang Kerdil putih Kolapsar Nova Bima Sakti Supernova terlihat Calon supernova Sisa supernova Nebula planet Garis masa astronomi najam
Rencana berkaitan	Objek subnajam Kerdil perang Sub kerdil perang Planet Tahun galaktik Galaksi Supergugus Helioseismologi Bintang tetamu Buruj Asterisme Graviti Bintang antara galaksi Awan gelap infra merah
Kategori:Bintang · Portal Bintang

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