金牛T星

此条目的主题是金牛T星（TTS）。关于同名的其他主题，请见“TTS(消歧义)”。

金牛T星（T Tauri star, TTS）是变星的一种，其年龄通常不超过约一千万年。^[1]该类恒星因其原型——位于金牛座分子云的年轻恒星金牛座T星（T Tauri）而得名。它们都在邻近分子云的地方被发现，例如NGC 1555，并且根据光学上的观测被确认为是一颗有着强烈的色球谱线的变星。

金牛T星与拱星吸积盘的图

金牛T星是一种主序前星，正在沿着林轨迹（Hayashi track）收缩，向主序星演化。林轨迹是一条描述质量小于约3个太阳质量的年轻恒星在前主序阶段的光度-温度关系曲线。^[2]林轨迹阶段结束的标志，是当质量大于约0.5个太阳质量的恒星内部开始形成辐射层，或更小质量的恒星开始在主序阶段发生核聚变。

历史

金牛座T星在1852年被发现。金牛T星这种类型则在1945年最初被美国天文学家阿尔弗雷德·哈里逊·乔伊定义。^[3]

特征

金牛T星是在前主序带——F、G、K、M光谱类型——能见到的最年轻恒星（质量小于2太阳质量），表面温度非常接近质量相同的同类型主序星，但是因为半径较大而显得较为明亮。它们的中心温度仍太低，以至于还不足以引发氢融合。相反以收缩释放的重力势能朝向主序带移动，大约在一亿年后可以成为主序星。它们典型的自转周期在1至12天之间，与太阳一个月的自转周期相比是非常活跃和多变的。

有证据显示有巨大的星斑覆盖在其表面，并且有强烈和易变的X射线和电波辐射（强度约为太阳的1,000倍），其中许多还有强烈的恒星风。造成光度变化的另一个原因是环绕在金牛T星周围的团块（原行星和微行星）。

它们的光谱显示有比太阳和其他主序星更高的锂丰度，而锂在2,500,000K的温度上就会被毁坏。从对53颗金牛T星的研究，发现锂的损耗与大小有强烈的关系，认为锂燃烧是由PP链完成的，当在前主序带的最后阶段会有强烈的对流和不稳定阶段，之后的林收缩可能是金牛T星主要的能量来源之一。快速的自转有助于将锂混合和输送至更深处，并且在那里被毁坏。因为角动量的守恒，金牛T星通常随着年龄，经由收缩而加快自转速度。这导致锂的损耗也随着年龄增长而增加，锂的燃烧也会使温度和质量上升，持续大约一亿年上下。

在P-P链中锂的燃烧如下式：

• ${\displaystyle p^{+}+{}^{6}Li\ \rightarrow \ {}^{7}Be}$
• ${\displaystyle {}^{7}Be+e^{-}\ \rightarrow \ {}^{7}Li}$ + ν
• ${\displaystyle p^{+}+{}^{7}Li\ \rightarrow \ {}^{8}Be}$ (unstable)
• ${\displaystyle {}^{8}Be\ \rightarrow \ {}^{4}He+{}^{4}He+{\mbox{energy}}}$

这种反应在质量低于60个木星质量时不会发生。因此，锂的消耗程度可以用来计算恒星的年龄。

类型

金牛T星分为有以下几个类型：^[4]

• 经典金牛T星（Classical T Tauri star, CTTS）
• 弱线金牛T星（Weak-line T Tauri star, WTTS）
  • 裸金牛T星（Naked T Tauri star, NTTS），是WTTS的一个子类型。

在猎户座大星云的原行星盘。

组略估计大约有一半的金牛T星有星周盘，被称为原行星盘，因为它们可能与太阳系的行星系统的祖先类似。估计经过一千万年星周盘就会消散。许多的金牛T星都是联星。在它们生命的不同阶段中，它们都可以称为初期恒星体（Young Stellar Objects，YSOs）。金牛T星的阿尔文波的活跃磁场和强烈恒星风被认为会是将角动量能从恒星传送到原行星盘的一种途径。在一个假设的太阳系的金牛T星阶段中，角动量由收缩中的太阳转移到原行星盘，如此最后才能产生行星。

在2至8太阳质量、A和B光谱类型范围内类似金牛T星的主序前星称为赫比格Ae/Be星。质量更重的主序前星，因为发展的太快速了，还没有被观测到：当它们能被看见时（拱星盘周围的气体和云气消散），核心的氢已经在燃烧中，因此已经是一颗主序星了。

行星

围绕金牛T星的已知行星包括：

• 1RXS J160929.1-210524 b
• PDS 70b/c

参阅

• 猎户型变星