T Tauri es una estrella variable trinaria en la constelación de Tauro , el prototipo de las estrellas T Tauri . Fue descubierta en octubre de 1852 por John Russell Hind . T Tauri aparece desde la Tierra entre el cúmulo de las Híades , no lejos de ε Tauri , pero en realidad está a 420 años luz detrás de ella y no es miembro del cúmulo. La nube al oeste del sistema es NGC 1555 , más conocida como la Nebulosa Variable de Hind.
Aunque este sistema se considera el prototipo de las estrellas T Tauri, una fase posterior en la formación de una protoestrella, es una estrella T Tauri muy atípica. [7]
El sistema tiene tres estrellas: T Tauri Norte (T Tau N), T Tauri Sur A (T Tau Sa) y T Tauri Sur B (T Tau Sb). Se estima que T Tau N está aproximadamente a 300 UA de distancia del sistema binario del sur, y se cree que la separación del sistema binario es de aproximadamente 7 UA con un período orbital de 27,2 ± 0,7 años. La órbita de T Tau N alrededor del sistema binario del sur está poco restringida, con un período que varía de 400 años a 14 000 años a partir de 2020. T Tau N tiene una masa de ~2,1 M ☉ , se estima que T Tau Sa es de 2,0–2,3 M ☉ , y se estima que T Tau Sb es de aproximadamente 0,4–0,5 M ☉ . [8] [9]
El binario del sur es visible principalmente en el infrarrojo, lo que probablemente se debe a un anillo circumbinario que bloquea la luz óptica (si hay alguna luz óptica filtrándose, debe ser de una magnitud menor a 19,6), mientras que se cree que el disco de acreción de T Tau N es casi perpendicular a nuestra línea de visión, lo que nos permite ver T Tau N en el óptico. [11]
El brillo del sistema binario del sur varía drásticamente en escalas de tiempo aparentemente cortas en el infrarrojo. [11] Se cree que esta variabilidad se debe tanto a que la materia en el anillo circumbinario no es uniforme, lo que hace que varíe la luz que pasa a través de él a medida que orbita alrededor del sistema binario, como a que los componentes individuales del sistema binario se encienden a medida que acumulan materia. Se desconoce qué mecanismo contribuye más a la variabilidad.
Se cree que las tres estrellas se encuentran en la fase T Tauri. Durante esta fase, una estrella no sufre fusión nuclear dentro de su núcleo; brilla debido al calor residual emitido por su colapso. Esto hace que una estrella T Tauri varíe en brillo a lo largo de semanas o meses a medida que acumula materia. Un mecanismo importante en la formación de estrellas son los chorros que se forman por la acreción, que funcionan de manera similar a los chorros de un cuásar o un núcleo galáctico activo (AGN). Estos chorros se forman debido a los campos magnéticos formados en el disco de acreción y, como efecto secundario, se llevan el exceso de momento angular de la estrella. Sin este mecanismo, una estrella no podría acumular más de 0,05 M ☉ . [8]
A partir de 2020, T Tau Sb está pasando por el plano del anillo circumbinario T Tau S y actualmente se está atenuando a medida que el anillo bloquea su luz. [11]
El sistema T Tauri ha sido de particular interés para los astrónomos porque no es en absoluto una estrella T Tauri típica. En concreto, parece que T Tau N sigue siendo una protoestrella incrustada, pero es probable que haya sido expulsada de la densa nube en la que nació en algún momento de los últimos miles de años. Es casi seguro que sigue estando ligada gravitacionalmente a las otras dos estrellas. Su espectro es exactamente el de una estrella T Tauri clásica (CTTS), pero desde el punto de vista evolutivo no es una estrella T Tauri. [7]
El complejo sistema de efusión creado por las estrellas es poco conocido, en particular en lo que respecta a su evolución a lo largo del tiempo. Se cree que existen dos efusiones bipolares, una procedente de T Tau N y la otra de T Tau S. Dado que las dos estrellas de T Tau S están tan cerca, sus efusiones individuales parecen fusionarse o T Tau Sb no produce mucha efusión. Las dos efusiones parecen interactuar de alguna manera y se cree que esta interacción solo se intensificará en el futuro.
Alrededor del sistema hay tres objetos Herbig-Haro distintos . Se trata de zonas de nebulosidad causadas por los chorros que interactúan con el medio interestelar. Se pueden considerar como frentes de choque para los chorros a medida que el material en rápido movimiento choca contra el gas y el polvo fríos que rodean el sistema. [8]
La nebulosa más notable es la nube NGC 1555, conocida como Nebulosa Variable de Hind, a sólo un minuto de arco al oeste de T Tauri. Esta fue la nebulosa descubierta por primera vez por Hind en 1852, que ahora se sabe que es una nebulosa de reflexión debido a que sus espectros son muy similares a los de la propia T Tauri. Se cree que el brillo de la nebulosa varía debido al material que se interpone ocasionalmente entre T Tauri y la nebulosa de reflexión.
La nebulosa más oscura no forma parte técnicamente de la Nebulosa Variable de Hind, pero forma parte de la misma nube y la mayoría de los catálogos las consideran el mismo objeto. Las distintas designaciones de esta nube son GC 839, HH 155, vdB 28, Ced 32b, SH 2-238, GN 04.18.9 y BDN176.28-20.89.
HH155 parece ser parte de la nube NGC 1555 , y es de hecho un parche de nebulosidad de emisión que emana del flujo de salida desplazado al azul de este a oeste desde T Tau N. Se extiende hasta NGC 1555, y hace que la nebulosidad de reflexión tenga una emisión débil de línea prohibida in situ, que es producida por el flujo de salida de rápido movimiento que interactúa con el material en reposo dentro de NGC 1555. [12]
HH255 es una nebulosa mucho más cercana al propio sistema estelar, también conocida como Nebulosa de Burnham (también conocida como Ced 32c). Es otra zona de nebulosidad de emisión, probablemente causada por los flujos de salida de las estrellas individuales que interactúan y los flujos de salida que escapan de las densas regiones internas del sistema estelar. [13]
Cuando Sherburne Wesley Burnham utilizó el nuevo refractor Great Lick de 36" en 1890 para encontrar la nebulosa de Hind, que había estado desaparecida intermitentemente desde la década de 1860, inspeccionó por error T Tauri en sí en lugar de la zona inmediatamente al oeste, y logró encontrar una nebulosa. Cuando notó que la descripción de la nebulosa de Hind no coincidía con lo que estaba viendo, le pidió a su colega Edward Emerson Barnard que echara un vistazo, ya que tenía más experiencia con la nebulosidad y una visión más precisa. Barnard descubrió otra nebulosa, aproximadamente a un minuto de arco al suroeste de T Tauri y de aproximadamente un minuto de arco de diámetro. Esta nebulosa que Barnard encontró se llamó temporalmente nebulosa de Barnard hasta que se descubrió que era Hind más tarde en la década, y la nebulosidad encontrada alrededor de T Tauri se denominó nebulosa de Burnham. Este sería el primer objeto Herbig-Haro descubierto, aunque la clase de objeto no se acuñaría hasta 1953. [14] [15] [16] [17] [18]
HH355 es un llamado "escape gigante" que llega a casi 1,5 pc de distancia del sistema estelar, descubierto en 1997. Este escape es inusualmente grande, posiblemente explicado por la eyección de T Tau N desde una órbita más cercana y caótica con T Tau Sa y Sb hace muchos miles de años. Las manchas se observan fácilmente usando la línea de emisión H-Alpha , y midiendo el desplazamiento Doppler de los dos lóbulos, parece que se originaron a partir del sistema T Tau. Los lóbulos, conocidos como HH355 Norte y HH355 Sur, tienen cada uno tres manchas principales (un total de seis en total). El lóbulo norte tiene las manchas A, B y C; El lóbulo sur tiene las áreas D, E y F. Las áreas aparentemente se crearon en pares: las áreas A y F se crearon hace 5000 años, las áreas B y E 900 años después, y las áreas C y D 900 años después (asumiendo una velocidad tangencial de 150 km/s, que es una velocidad de salida bastante común). Después de que se creó el último par, siguió un período de relativa quietud. [19]
Como es habitual en las estrellas jóvenes, las tres estrellas del sistema T Tauri están rodeadas por discos compactos recortados por la interacción entre estrellas. El disco alrededor de T Tauri N tiene un hueco de alrededor de 12 UA de radio, lo que indica la presencia de un planeta en órbita con una masa similar a la de Saturno dentro de un hueco. [20]
Se cree que la nebulosa NGC 1554 (Ced 32a) está asociada con T Tauri. En la década de 1860, la nebulosa de Hind había desaparecido de la vista de casi todos los astrónomos de la Tierra, incluido el propio Hind, pero Otto Wilhelm von Struve , que tenía el tercer telescopio más potente del mundo en ese momento, aún podía verla. En 1868, Struve perdió la nebulosa, pero encontró una nueva zona de nebulosidad aproximadamente a cuatro minutos de arco al oeste que creyó que era distinta de la nebulosa de Hind. No se molestó en informar adecuadamente sobre esto debido a su falta de interés en las nebulosas, y en su lugar escribió en privado a d'Arrest, quien publicaría el hallazgo. [21] En el transcurso de los siguientes 10 a 20 años, la nebulosa de Struve desapareció de la vista y la nebulosa de Hind volvió a estar a la vista de la mayoría de los astrónomos al mismo tiempo. Es probable que Struve realmente haya observado algo, especialmente teniendo en cuenta que d'Arrest lo confirmó, pero hasta 2022 no hay una explicación consensuada sobre la causa de este fenómeno. [14]
La dinámica exacta del sistema de efusión de T Tauri, en particular su evolución, es poco conocida. Es posible que algún tipo de interacción entre las efusiones en el pasado haya causado los fenómenos que observó Struve, pero se necesitarán más datos sobre al menos las restricciones orbitales de T Tau N y cómo interactúan las efusiones en la actualidad antes de poder llegar a una teoría concreta. [8] Lo más probable es que T Tau N haya sufrido una eyección desde el binario sureño T Tau S hacia una órbita excéntrica y grande hace unos miles de años (según la edad de los lóbulos HH 355), y la Nebulosa de Struve puede haber estado relacionada de alguna manera, pero esto es puramente especulativo. [7] [19]
En el videojuego Elite: Dangerous de 2014 , el sistema estelar y la nebulosa circundante se presentan como una ubicación que los jugadores pueden visitar. Está un poco más lejos de la Tierra en el juego que en la vida real y simula incorrectamente el sistema estelar en sí, con T Tau N representada por una estrella de tipo G de secuencia principal, y T Tau S representada por una estrella de tipo G de secuencia principal similar (en lugar de un binario con dos estrellas T Tauri). Cabe destacar que hay un pequeño puerto espacial en el sistema llamado Mina de Hind que se encuentra en el sistema de anillos de un gigante gaseoso ficticio en órbita de T Tau N, notable por su gran distancia de la mayoría de los otros sistemas habitados. [22]
