T Tauri -tähti

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
T Tauri, tähti jonka mukaan on nimetty kokonainen ryhmä tähtiä.
Tietokonemallikuva T Tauri -tähdestä, jota ympäröi sirkumstellaarinen kiekko.

T Tauri -tähti on nuori tähti, joka on kutistumassa kohti vakaata tilaa ja ydinreaktioiden alkamista[1]. Näissä tähdissä havaitaan epäsäännöllisiä valonvaihteluja, ne ovat siis kirkkaudeltaan muuttuvia tähtiä. Niiden muuttujaluokka on INT. T Tauri -tähdet luetaan sumumuuttujiin ja purkautuviin muuttujiin[2]. Nämä tähdet ovat nuorimpia näkyviä tähtiä.

Tietoja T Tauri -tähdistä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Iältään aina alle 100 miljoonan vuoden ikäiset T Tauri -tähdet ovat nuorempia kuin pääsarjan tähdet, jollainen Aurinkokin on. Nämä tähdet saavat energiansa gravitaatioenergiasta. T Tauri -tähtiä havaitaan jättiläismäisten molekyylipilvien lähellä ja niissä havaitaan voimakkaat kromosfäärin spektriviivat. Ne puhaltavat voimakasta tähtituulta ja niiden ympärillä on tiivis kaasu- ja pölyvaippa. T Tauri -tähdet ovat välivaihe kaasun ja pölyn sisässä olevien prototähtien ja pääsarjaan saapuvien tähtien välillä.

T Tauri -tähtien massa on 0,5–3 Auringon massaa. Usein sanotaan, että T tauri -tähdet ovat pääsarjaa edeltäviä suunnilleen Auringon massaisia tai myöhäisen spektriluokan tähtiä. Ne ovat kirkkaampia kuin vastaavat pääsarjan tähdet ja niissä on runsaasti litiumia. Spektrityyppi on A–M (yleensä G–M ) V–Ia, ja spektrissä on joskus emissioviivoja. Väri-indeksi on B-V ~0,7 ... ~1,3. Massakato on noin 10–8–10–7 Auringon massaa vuodessa ja tähtituulten nopeus 100 km/s. Näitten tähtien iät ovat 105–108 vuotta. Spektrissä havaitaan voimakkaita emissioviivoja ja leveitä absorbtioviivoja.

T Tauri -tähdet jaetaan klassisiin ja heikkoviivaisin T Tauri -tähtiin. Klassisilla on voimakas kaasu- ja pölykiekko ympärillään, heikkoviivaisilla ei ollenkaan tai vain jäänteitä kiekosta.

60 % T Tauri -tähdistä on iältään alle 3 miljoonaa vuotta ja vain 10 % iältään 10 miljoonaa vuotta. Heikkoviivaisten T tauri -tähtien ympärillä olevan pölyn oletetaan kasautuneen planetesimaaleiksi. Ne ovat kutistuneet kaasupilvistä ja säteilleet aluksi infrapunaa, sitten punaista valoa.

T Tauri -tähtien pintalämpötilat ovat samoja kuin massaltaan vastaavien pääsarjan tähtien pintalämpötilat, eli ne ovat kutistuneet melko paljon. Niillä on ympärillään tiivis kaasu- ja pölyvaippa, ja niistä lähtee voimakas massakatoa aiheuttava tähtituuli nopeudella 100 m/s. T tauri -tähtien edeltäjät ovat nuoria IR-lähteitä. Ne ovat vain huomattavasti suurempia – kutistumassa noin 100 miljoonan vuoden aikana kohti pääsarjaa pitkin Hayashi-käyrää. T Tauri -tähdet pyörähtävät kerran 1–12 päivässä eli Aurinkoa nopeammin. Suurten tähdenpilkkujen takia ne säteilevät 1000 kertaa enemmän röntgensäteitä kuin Aurinko ja ne ovat muutenkin aktiivisia ja niiden kirkkaus vaihtelee. T Tauri -tähdissä on enemmän litiumia kuin Auringossa, koska ytimen lämpötila ei nouse tarpeeksi korkeaksi[3].

Monista T Tauri -tähdistä virtaa voimakkaita tähtituulia ulospäin. Useimmat niistä ovat kaksoistähtiä, ja suunnilleen joka toista T Tauri -tähteä ympäröi sirkumstellaarinen kiekko, jota tässä tapauksessa nimitetään esiplanetaariseksi kiekoksi. Kiekko ulottuu tähdestä muutaman sadan au:n päähän.

T Tauri -kohteita sanotaan nuoriksi tähdiksi, (Young Stellar Objects, YSO). Jotkin T Tauri -tähdet näyttävät olevan paljaita, ja joillakin havaitaan tähdenpilkkuja.

T tauri -tähdissä havaitaan mm. kirkkaita vedyn viivoja ja voimakkaita purkauksia sekä merkkejä massan kasautumisesta kohti keskustähteä (spektrin absorbtioviivojen punasiirtymä). Massaa kasautuu yhtä nopeasti kuin sitä purkautuu. T Tauri -tähti menettää 0,4 Auringon massaa T Tauri -vaiheen aikana.

FU Orionis -tähti on erityisen rajusti purkautuva T Tauri -tähti. Nämä menettävät purkauksissaan 100–1000 kertaa enemmän massaa kuin hiljaisissa vaiheissaan.

T Tauri -tähtien kehityksen vaiheita[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

T Taurit ovat aluksi konvektiivisia, kehityskaarellaan muutamasta miljoonasta vuodesta muutamaan kymmeneen miljoonaan vuoteen kaasupilven aloittamasta kutistumisesta. Nuoret T Tauri -vaiheen tähdet ovat kokonaan konvektiivisia, toisin sanoen näissä tähdissä tapahtuu energiansiirto yksinomaan kaasuvirtausten avulla. Röntgensäteily alkaa, kun tähdet eroavat konvektiiviselta Hayashi-käyrältä.

Ennen pääsarjaan saapumista vety alkaa palaa tähden keskustassa, mikä näkynee litiumin kulumisena tähden pintakerroksessa spektrissä. Luultavasti tähtien pyörimisnopeus kiihtyy niiden kutistuessa, vaikka jokin mekanismi poistanee pyörimisenergiaa. Melko varmasti se liittyy tähtien magneettikenttään ja tähtituuliin. Havaitaan voimakkaita tähden napojen suuntaan lähteviä suihkuja, jotka synnyttävät Herbig-Haro-kohteita.

Tunnettuja T Tauri -tähtiä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

HL Taurilla on ympärillään 2000 AU -säteinen, 0,1 Auringon massainen kiekko jonka lämpötila on 40–100 kelviniä. Tähden ikä on noin miljoona vuotta. RY Tau on nuori T tauri -tähti, jolla on ympärillään 2–3 valovuoden läpimittainen pölyvaippa.

Herbig Ae/Be -tähdet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Herbig Ae/Be -tähdet tai Herbig-Bell-tähdet ovat T Tauri -tähtiä muistuttavia pääsarjaan kutistuvia nuoria tähtiä.

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Karttunen, Hannu et al: Tähtitieteen perusteet. Tähtitieteelinen yhdistys Ursa ry, 2010. ISBN 978-952-5329-82-7.