Las estrellas T Tauri ( TTS ) son una clase de estrellas variables que tienen menos de diez millones de años. [1] Esta clase recibe su nombre del prototipo, T Tauri , una estrella joven en la región de formación estelar de Tauro . Se encuentran cerca de nubes moleculares y se identifican por su variabilidad óptica y fuertes líneas cromosféricas . Las estrellas T Tauri son estrellas pre-secuencia principal en proceso de contracción a la secuencia principal a lo largo de la pista de Hayashi , una relación luminosidad-temperatura obedecida por estrellas infantiles de menos de 3 masas solares ( M ☉ ) en la fase pre-secuencia principal de la evolución estelar . [2] Termina cuando una estrella de 0,5 M ☉ o más desarrolla una zona radiativa , o cuando una estrella más pequeña comienza la fusión nuclear en la secuencia principal .
Si bien T Tauri fue descubierta en 1852, la clase de estrellas T Tauri fue definida inicialmente por Alfred Harrison Joy en 1945. [3]
Las estrellas T Tauri comprenden las estrellas de tipo espectral F, G, K y M visibles más jóvenes (<2 M ☉ ). Sus temperaturas superficiales son similares a las de las estrellas de secuencia principal de la misma masa, pero son significativamente más luminosas porque sus radios son mayores. Sus temperaturas centrales son demasiado bajas para la fusión de hidrógeno . En cambio, son alimentadas por la energía gravitacional liberada a medida que las estrellas se contraen, mientras se mueven hacia la secuencia principal , que alcanzan 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 activas y variables.
Hay evidencia de grandes áreas cubiertas por manchas estelares , y tienen emisiones de rayos X y radio intensas y variables (aproximadamente 1000 veces las del Sol). Muchas tienen vientos estelares extremadamente poderosos; algunas expulsan gas en chorros bipolares de alta velocidad . Otra fuente de variabilidad de brillo son los cúmulos ( protoplanetas y planetesimales ) en el disco que rodea a las estrellas T Tauri.
Sus espectros muestran una abundancia de litio mayor que la del 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 las abundancias de litio en 53 estrellas T Tauri, se ha descubierto que el agotamiento del litio varía fuertemente con el tamaño, lo que sugiere que la " quema de litio " por parte de la cadena pp durante las últimas etapas altamente convectivas e inestables durante la fase posterior de presecuencia 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 spin-up, ya que conservan el momento angular. Esto provoca un aumento de la 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 de pp para la quema de litio es la siguiente
No se producirá en estrellas con menos de sesenta veces la masa de Júpiter ( M J ). La tasa de agotamiento del litio se puede utilizar para calcular la edad de la estrella.
Existen varios tipos de TTS: [4]
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 se encuentran en sistemas estelares binarios . En varias etapas de su vida, se las llama objetos estelares jóvenes (YSO). Se cree que los campos magnéticos activos y el fuerte viento solar de las ondas Alfvén de las estrellas T Tauri son un medio por el cual el momento angular se transfiere de la estrella al disco protoplanetario. La etapa AT Tauri para el Sistema Solar sería uno de los medios por los cuales 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 masas más altas (2–8 masas solares ) —estrellas de tipo espectral A y B de pre-secuencia principal— se denominan estrellas de tipo Herbig Ae/Be . Las estrellas más masivas (>8 masas solares) en la etapa de pre-secuencia principal no se observan, porque evolucionan muy rápidamente: cuando se vuelven visibles (es decir, se dispersan en la nube de polvo y gas circunestelar circundante), el hidrógeno en el centro ya está ardiendo y son objetos de secuencia principal .
Los planetas que giran alrededor de las estrellas T Tauri incluyen:
