Las estrellas T Tauri ( TTS ) son una clase de estrellas variables que tienen menos de diez millones de años. [1] Esta clase lleva el 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 previas a la secuencia principal en proceso de contracción a la secuencia principal a lo largo de la trayectoria de Hayashi , una relación de luminosidad-temperatura obedecida por estrellas infantiles de menos de 3 masas solares ( M ☉ ) en la secuencia anterior a la principal. Fase 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 visibles de tipo espectral F, G, K y M más jóvenes (<2 M ☉ ). Sus temperaturas superficiales son similares a las de las estrellas de la misma masa de la secuencia principal , pero son significativamente más luminosas porque sus radios son más grandes. Sus temperaturas centrales son demasiado bajas para la fusión del hidrógeno . En cambio, funcionan con energía gravitacional liberada a medida que las estrellas se contraen, mientras avanzan hacia la secuencia principal , a la 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 activos y variables.
Hay evidencia de grandes áreas de cobertura de manchas estelares , y tienen emisiones de radio y rayos X intensas y variables (aproximadamente 1000 veces las del Sol). Muchos tienen vientos estelares extremadamente poderosos ; algunos expulsan gas en chorros bipolares de alta velocidad . Otra fuente de variabilidad del brillo son los grupos ( protoplanetas y planetesimales ) en el disco que rodea a las estrellas T Tauri.
Sus espectros muestran una mayor abundancia de litio que el 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 la abundancia 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 la cadena pp durante las últimas etapas altamente convectivas e inestables durante la última fase previa a la secuencia 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 su velocidad de rotación a medida que envejecen, mediante contracción y giro, ya que conservan el momento angular. Esto provoca una mayor tasa de pérdida de litio con la edad. La quema de litio también aumentará con temperaturas y masa 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 ocurrirá 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 disiparán en escalas de tiempo de hasta 10 millones de años. La mayoría de las estrellas T Tauri se encuentran en sistemas estelares binarios . En diversas etapas de su vida, se les llama objeto estelar joven (YSO). Se cree que los campos magnéticos activos y el fuerte viento solar de las ondas Alfvén de las estrellas T Tauri son uno de los medios por los cuales el momento angular se transfiere de la estrella al disco protoplanetario. La etapa AT Tauri para el Sistema Solar sería un medio por el cual el momento angular del Sol en contracción se transferiría al disco protoplanetario y, por tanto, eventualmente a los planetas .
Los análogos de las estrellas T Tauri en el rango de masa más alto (2 a 8 masas solares ) , estrellas de presecuencia principal de tipo espectral A y B , se denominan estrellas de tipo Herbig Ae/Be . No se observan estrellas más masivas (>8 masas solares) en etapa previa a la secuencia principal, porque evolucionan muy rápidamente: cuando se vuelven visibles (es decir, se dispersan alrededor del gas circunestelar y la nube de polvo), el hidrógeno en el centro ya se está quemando y son objetos de secuencia principal .
Los planetas alrededor de las estrellas T Tauri incluyen:
