Astronomie

Warum ist T-Tauri so schwach?

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Ich schaue mir stellare Objekte an und mache hier Mathe und…

Nun, ich kann diese Werte nicht direkt aufgelistet finden, aber aus der relativen Helligkeit und Entfernung (10,27, 471ly) berechne ich T-Tauri mit einer absoluten Helligkeit von 4,47, und wenn ich das in Sonnenleuchtstärken umrechne, erhalte ich 1,39 .

Ich habe das auf Objekten ausgeführt, für die ich können finde absolute Helligkeiten und Sonnenhelligkeiten aufgelistet, und ich erhalte die richtigen Werte.

Aber jede Beschreibung von T-Tauri-Sternen, die ich finde, sagt, dass sie heller sind als Hauptreihensterne mit äquivalenter Masse. Ein Hauptreihenstern mit etwa der doppelten Sonnenmasse sollte viel mehr als das 1,39-fache der Sonnenhelligkeit haben.

Jetzt muss ich mich an Leute wenden, die sich eigentlich mit Astronomie auskennen: Ist der Prototyp des T-Tauri-Sterns irgendwie "seltsam" und nicht wirklich typisch für die Klasse der nach ihm benannten Objekte, oder habe ich eine schlechte Mathematik oder schlechte daten hier? Was könnte sonst noch das Problem sein?


Nach Herczeg & Hillenbrand (2014) beträgt die intrinsische bolometrische Leuchtkraft von T Tau etwa $7L_odot$ (für eine angenommene Entfernung von 479 Lichtjahren).

Der Hauptunterschied zwischen ihrer und Ihrer Schätzung besteht darin, dass sie: (i) die Extinktion zum Objekt hin berücksichtigt haben, was seinen sichtbaren Fluss um etwa 1,25 Größenordnungen (ein Faktor von 3,2) erheblich abschwächt. (ii) Berücksichtigt die von der Sonne abweichende spektrale Energieverteilung.

Sie können im Allgemeinen kein Verhältnis von Helligkeiten aus einem Unterschied in den visuellen Größen berechnen, es sei denn, die spektralen Energieverteilungen der beiden Quellen sind gleich. T Tau hat einen größeren Anteil seines Flusses, der bei nahen Infrarotwellenlängen austritt als die Sonne.

T Tau befindet sich in einem Mehrfachsystem mit einem viel geringeren Massenbegleiter (der wenig zur Leuchtkraft beiträgt), aber dies hat zu einer recht genauen Massenbestimmung von . geführt $(2.12 pm 0.10) M_odot$ (Kohler et al. 2015). Bei einem Massen-Leuchtkraft-Trend der Hauptsequenz von etwa $L sim M^3$, dann ist es offensichtlich, dass T Tau ungefähr die Leuchtkraft hat, die es auf der Hauptreihe erwarten würde. Dies würde darauf hindeuten, dass es fertig seine Hayashi-Spur im HR-Diagramm absteigend und bewegt sich derzeit ungefähr horizontal zu heißeren Temperaturen und leicht steigender Leuchtkraft, in ausgezeichneter Übereinstimmung mit stellaren Evolutionsmodellen (siehe unten), wenn sein Alter age $sim 2$ Myr.

T Tau ist im Vergleich zu den meisten "T-Tauri-Sternen" nur insofern ungewöhnlich, als es eine ziemlich hohe Masse hat. Die meisten "T-Tauri-Sterne" haben eine Sonnenmasse oder weniger, und wenn sie in jungen Sternhaufen und Altersassoziationen gefunden werden $<10$ Myr, Sie können aus dem Diagramm unten sehen, dass sie würde haben eine höhere Leuchtkraft, als sie auf der Hauptreihe am Ende haben.

Evolutionäre Spuren und Isochronen der Vor-Hauptsequenz von Steven W. Stahler und Francesco Palla, "The Formation of Stars"; doi:10.1002/9783527618675


Verständnis der stellaren Adoleszenz durch T-Tauri-Sterne

Junge Sterne und Nebel in Chamaeleon, einem Sternbild, das hauptsächlich am Südhimmel sichtbar ist. Eine neue Studie junger (T-Tauri) Sterne in dieser Region hat ihr Alter zwischen etwa fünf und sechs Millionen Jahren bestimmt und andere Eigenschaften bestimmt. Bildnachweis: FORS Team, 8,2-Meter-VLT Antu, ESO. Ein neugeborener Stern durchläuft normalerweise vier Stadien der Adoleszenz. Es beginnt sein Leben als Protostern, der noch in seiner Geburtsmolekülwolke eingehüllt ist, neues Material ansammelt und eine protoplanetare Scheibe entwickelt. Sternwinde und Strahlung blasen langsam die umgebende Hülle aus Gas und Staub weg, und die dritte Stufe, wenn sich die umgebende Hülle geklärt hat, wird als T-Tauri-Phase bezeichnet. T-Tauri-Sterne (die Klasse ist nach dem ersten so identifizierten Stern dieser Art benannt) sind weniger als etwa zehn Millionen Jahre alt und bieten Astronomen vielversprechende Kandidaten, um das frühe Leben von Sternen und Planeten zu untersuchen. Sie gehörten zu den ersten jungen Sternen, die identifiziert wurden, weil die früheren Stadien, die noch in ihre Geburtswolken eingebettet waren, durch den Staub für optische Beobachtungen blockiert waren. In der vierten Stufe hört die Scheibe auf zu akkretieren und die Strahlung der Quelle kommt aus der Photosphäre des Sterns. T-Tauri-Sterne produzieren starke Röntgenstrahlen, hauptsächlich durch eine koronale Aktivität, ähnlich der koronalen Aktivität in unserer eigenen Sonne, obwohl in einigen Fällen eine Komponente von heißem Material in der Staubscheibe stammen könnte.

Messungen an zirkumstellaren T-Tauri-Scheiben liefern wichtige Tests für Theorien zur Planetenentstehung und -migration. Nahinfrarot-Ergebnisse zum Beispiel erfassen die Staubkörner mit heißeren Temperaturen und können das Vorhandensein von Lücken in der Scheibe (die möglicherweise durch massereiche Planeten beseitigt werden) aufdecken, wenn kein erwarteter Ring aus warmem Staub um den Stern erkannt wird. Astronomen konnten in den letzten Jahrzehnten Infrarot-Weltraumteleskope wie das Spitzer-Weltraumteleskop der NASA verwenden, um T-Tauri-Scheiben zu untersuchen, aber es gibt noch viele Rätsel, insbesondere über die Mechanismen, die für die Akkretion, die anschließende Dissipation von Material, verantwortlich sind , und das evolutionäre Alter, in dem diese Prozesse ablaufen.

Der CfA-Astronom Philip Cargile war Mitglied eines Teams von sieben Wissenschaftlern, die die Entwicklung dieser Sterne und ihrer Scheiben untersuchten. Sie nahmen detaillierte optische Beobachtungen (einschließlich Spektren) einer Probe von fünfundzwanzig durch Röntgenstrahlen ausgewählten T-Tauri-Sternen in zwei nahe sternbildenden Wolken vor, um ihr Alter und ihre Sternmasse abzuleiten. Sie stellen fest, dass die meisten Quellen in einer Wolke zwischen fünf und sechs Millionen Jahre alt sind, ein Paar ist eher wie fünfundzwanzig Millionen Jahre alt und kann nun aus der T-Tauri-Klasse ausgeschlossen werden. In der anderen Wolke sind die meisten Quellen jünger als etwa zehn Millionen Jahre. Die Ergebnisse stimmen gut mit theoretischen Modellen und anderen Beobachtungen überein. Noch nützlicher ist vielleicht, dass die Ergebnisse dazu beitragen, echte T-Tauri-Sterne mit Scheiben zu identifizieren, die sich für bildgebende Beobachtungen mit einer neuen Generation großer Teleskope eignen würden.


T-Tauri-Sterne

Junge Sterne und Nebel in Chamaeleon, einem Sternbild, das hauptsächlich am Südhimmel sichtbar ist. Eine neue Studie junger (T-Tauri) Sterne in dieser Region hat ihr Alter auf etwa fünf bis sechs Millionen Jahre sowie andere Eigenschaften bestimmt. Bildnachweis: FORS-Team, 8,2-Meter-VLT Antu, ESO

Ein neugeborener Stern durchläuft typischerweise vier Stadien der Adoleszenz. Es beginnt sein Leben als Protostern, der noch in seiner Geburtsmolekülwolke eingehüllt ist, neues Material ansammelt und eine protoplanetare Scheibe entwickelt. Sternwinde und Strahlung blasen langsam die umgebende Hülle aus Gas und Staub weg, und die dritte Stufe, wenn sich die umgebende Hülle geklärt hat, wird als T-Tauri-Phase bezeichnet. T-Tauri-Sterne (die Klasse ist nach dem ersten so identifizierten Stern dieser Art benannt) sind weniger als etwa zehn Millionen Jahre alt und bieten Astronomen vielversprechende Kandidaten, um das frühe Leben von Sternen und Planeten zu untersuchen. Sie gehörten zu den ersten jungen Sternen, die identifiziert wurden, weil die früheren Stadien, die noch in ihren Geburtswolken eingebettet waren, durch den Staub für optische Beobachtungen blockiert waren. In der vierten Stufe hört die Scheibe auf zu akkretieren und die Strahlung der Quelle kommt aus der Photosphäre des Sterns. T-Tauri-Sterne erzeugen starke Röntgenstrahlen, hauptsächlich durch eine koronale Aktivität, ähnlich der koronalen Aktivität in unserer eigenen Sonne, obwohl in einigen Fällen eine Komponente von heißem Material in der Staubscheibe stammen könnte.

Messungen an zirkumstellaren T-Tauri-Scheiben liefern wichtige Tests für Theorien zur Planetenentstehung und -migration. Nahinfrarot-Ergebnisse zum Beispiel erfassen die Staubkörner mit heißeren Temperaturen und können das Vorhandensein von Lücken in der Scheibe (die möglicherweise durch massereiche Planeten beseitigt werden) aufdecken, wenn kein erwarteter Ring aus warmem Staub um den Stern erkannt wird. Astronomen konnten in den letzten Jahrzehnten mit Infrarot-Weltraumteleskopen wie Spitzer T-Tauri-Scheiben untersuchen, aber es gibt noch viele Rätsel, insbesondere über die Mechanismen, die für die Akkretion, die anschließende Materialdissipation und das evolutionäre Alter verantwortlich sind wenn diese Prozesse ablaufen.

Der CfA-Astronom Philip Cargile war Mitglied eines Teams von sieben Wissenschaftlern, die die Entwicklung dieser Sterne und ihrer Scheiben untersuchten. Sie nahmen detaillierte optische Beobachtungen (einschließlich Spektren) einer Probe von fünfundzwanzig durch Röntgenstrahlen ausgewählten T-Tauri-Sternen in zwei nahe sternbildenden Wolken vor, um ihr Alter und ihre Sternmasse abzuleiten. Sie stellen fest, dass die meisten Quellen in einer Wolke zwischen etwa fünf und sechs Millionen Jahre alt sind, ein Paar ist eher wie fünfundzwanzig Millionen Jahre alt und kann nun aus der T-Tauri-Klasse ausgeschlossen werden. In der anderen Wolke sind die meisten Quellen jünger als etwa zehn Millionen Jahre. Die Ergebnisse stimmen gut mit theoretischen Modellen und anderen Beobachtungen überein. Noch nützlicher ist vielleicht, dass die Ergebnisse dazu beitragen, echte T-Tauri-Sterne mit Scheiben zu identifizieren, die sich für bildgebende Beobachtungen mit einer neuen Generation großer Teleskope eignen würden.


T Tauri

Der veränderliche Stern T Tauri wurde 1852 in einer Oktobernacht von John Russell Hind entdeckt. Hind, ein bekannter Asteroidenjäger, wird die Entdeckung von 11 kleineren Planeten sowie Nova Ophiuchi 1848 und R. Leporis (auch bekannt als Hind's Crimson Star) zugeschrieben. In dieser besonderen Nacht jedoch entdeckte Hind, während er mit seinem Teleskop den Himmel durch die Plejaden und in Richtung der Hyaden abtastete, einen Stern der zehnten Größe, der in den von ihm verwendeten Karten fehlte. Der fehlende Stern war, wie sich herausstellte, die Variable, die heute als T Tauri bekannt ist - die dritte Variable, die im Sternbild Stier entdeckt wurde.

Hinds Nebel ist in diesem STScI Digitized Sky Survey-Bild deutlich als geisterhafte Gestalt westlich von T Tauri zu sehen.

Beobachter haben inzwischen festgestellt, dass T Tauri nicht das einzige interessante Objekt in der Gegend ist. Nicht weit von T Tauri ist Hinds Nebel (NGC 1555), ein Reflexionsnebel, der von seinem variablen Nachbarn beleuchtet wird. Als Ergebnis variiert die Helligkeit des Nebels mit der sich ändernden Beleuchtung durch den Stern selbst. Der Nebel war zwischen 1852 und 1861 zu beobachten, begann dann aber aus dem Blickfeld zu verschwinden. Bis Mitte der 1860er Jahre waren mit den größten Teleskopen der damaligen Zeit nur noch schwache Spuren des Nebels sichtbar, 1868 verschwand er vollständig aus dem Teleskopblick. Der Nebel wurde erst 1890 wieder gesehen, als er von E.E. Barnard und S.W. Burnham. Er verschwand wieder, aber Spuren wurden 1899 nur mit fotografischen Mitteln gesehen. 1920 begann der Phantomnebel allmählich wieder aufzuhellen. Der Nebel hat sich seit den 1930er Jahren stetig aufgehellt, bleibt aber für viele eine Herausforderung.

Dann im Jahr 1890, fast 40 Jahre nach der Entdeckung von T Tauri, fand Shelburn Wesley Burnham, dass sich T Tauri selbst in einem sehr kleinen Nebel befindet. Zu dieser Zeit hatte T Tauri schwach auf der 14. Größe geleuchtet - an der Grenze der meisten Teleskope der damaligen Zeit. Der kondensierte Nebel schien in seiner längsten Dimension etwa 4 Bogensekunden groß zu sein. T Tauri ist seit dem frühen 20. Jahrhundert heller als die 10. Größenklasse, so dass dieses Merkmal fast unmöglich zu entdecken ist. Burnhams Nebel, wie es genannt wird, kann in einem überbelichteten Bild des Sterns als Wulst erkannt werden, der sich etwa 10 Bogensekunden von der Variablen entfernt erstreckt. Im Gegensatz zu NGC 1555 wird Burhams Nebel nicht als Reflexionsnebel angesehen.

Klicken Sie auf das Bild, um es zu vergrößern. Dieses Bild von Herbig-Haro (HH) Objekt 30 zeigt eine Scheibe und einen Strahl eines neugeborenen Sterns. Diese Art von Szenario kann dem ähneln, was mit unserer eigenen Sonne und unserem Sonnensystem während der Bildung passiert ist. Bildnachweis: A. Watson (Universidad Nacional Autonoma de Mexico), K. Stapelfeldt (JPL), J. Krist und C. Burrows (ESA/STScI) und NASA.

Beim Scannen des Himmels nur 30 Bogensekunden westlich des hellsten Punktes im Hind-Nebel finden wir ein weiteres interessantes Objekt: ein Filament oder Jet, bekannt als a Herbig-Haro Objekt. Jets dieser Art werden häufig mit "jungen, masseausstoßenden Sternen" in Verbindung gebracht. Obwohl diese Objekte hauptsächlich im Infraroten nachweisbar sind, deuten diejenigen, aus denen sichtbare Spektren gewonnen werden können, darauf hin, dass der Quellstern ein sehr aktiver T-Tauri-Stern sein könnte.

Mehr zur Story

Bisher haben wir den veränderlichen Stern T Tauri im Sternbild Stier positioniert, nicht weit vom offenen Sternhaufen der Pleaiden, aber näher am Sternhaufen der Hyaden, in der Nähe eines Herbig-Haro-Objekts, neben einem Reflexionsnebel, und eingehüllt in einem kleineren Nebel. Aber warten Sie, es gibt noch mehr.

1981 wurde entdeckt, dass T Tauri einen Begleitstern hat. Durch die Verwendung der Sehr großes Array Es wurde festgestellt, dass der Begleiter, der sich im Infraroten sichtbar macht, zwischen 0,5 und 0,7 Bogensekunden südlich des sichtbaren Partners sitzt. Daher wird der optische Stern als T Tau N und der Infrarot-Begleiter als T Tau S bezeichnet. Weitere Forschungen haben ergeben, dass T Tauri tatsächlich ein Tripelsystem sein könnte.

Das Interesse an T-Tauri-Sternen ist noch weiter gestiegen, da festgestellt wurde, dass sie ein sehr frühes Stadium im Prozess der Sternentwicklung darstellen. Als solche sind sie normalerweise von einer Staubscheibe umgeben, die möglicherweise ein entstehendes Planetensystem beherbergen und Hinweise auf die Entstehung unseres eigenen Sonnensystems geben könnte!

Über T Tauri Sterne

Klicken Sie auf das Bild, um es zu vergrößern. Dieses ROSAT-basierte Bild zeigt mehrere hundert neue T Tauri-Sterne, die gefunden wurden. Dieses überraschende Ergebnis hat gezeigt, dass T-Tauri-Sterne außerhalb von Regionen mit anhaltender Sternentstehung gefunden werden können. Es wird angenommen, dass diese Sterne möglicherweise aus ihrem Geburtsort ausgestoßen wurden oder dass sich die Wolken, aus denen sie sich gebildet haben, bereits aufgelöst haben. Bildnachweis: ROSAT und das Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik.

T Tauri-Sterne sind nach dem Prototyp der Klasse, T Tauri, benannt. Diese Objekte sind Vorhauptreihensterne und sind vor kurzem aus der undurchsichtigen Hülle der Sternentstehung hervorgegangen. Nachdem sie sich vor kurzem aus ihrer staubigen und gasförmigen Umgebung verschmolzen haben, werden diese Sterne jetzt bei optischen Wellenlängen sichtbar. Die kondensierenden Staub- und Gaswolken bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff, etwas Helium und einigen anderen Spurenelementen. Die Wolken enthalten auch kleine Mengen Lithium, das normalerweise zerstört wird, wenn sich der Stern zum Hauptreihenstadium des Lebens entwickelt. Daher ist Lithium oft ein Indikator für stellare Jugend. Dieses spektrale Merkmal wird in den Atmosphären der T-Tauri-Sterne beobachtet, was im astronomischen Sinne impliziert, dass T-Tauri-Sterne junge, massearme Sterne sind, die sich zusammenziehen, während sie sich in Richtung der Hauptreihenstufe der Sternentwicklung entwickeln. Diese Sterne haben oft große protoplanetare Akkretionsscheiben, die von der Sternentstehung übrig geblieben sind. Die allgemeine Annahme ist, dass T-Tauri-Sterne neu entstehende Sterne in der Galaxie sind und durch Akkretion an Größe zunehmen könnten. Die in diesen Sternen festgestellten Helligkeitsänderungen sind nicht per se auf evolutionäre Effekte zurückzuführen, sondern können auf Prozesse wie Instabilitäten in der Scheibe, heftige Aktivität in der Atmosphäre des Sterns und teilweise auch auf sich bewegende Staubwolken zurückzuführen sein und Gas, aus dem sie gezeugt wurden. „Sterne mit einer Masse von etwa 0,2 bis dreimal der Sonnenmasse und einem Alter von 100.000 bis 1.000.000 Jahren sind typisch für das T-Tauri-Regime“ (Cohen 1981).

Viele der T-Tauri-Sterne befinden sich in oder in der Nähe von Gebieten, die von den Wolken der Milchstraße verdeckt werden. „Wir wissen jetzt, warum das so ist: Diese Sterne wurden in diesen dunklen Wolken innerhalb der letzten 10 Millionen Jahre oder so geboren, und sie hatten nicht genug Zeit, um sich sehr weit von ihrem Geburtsort zu entfernen“ (Herbing 1987). Die dunkle Wolke Taurus-Auriga ist eine bekannte Brutstätte solcher Sterne.

Unsere eigene Sonne durchlief vermutlich vor etwa 4 1/2 Milliarden Jahren das T-Tauri-Stadium. Daher können diese Sterne uns möglicherweise einen Einblick in die Entwicklung unserer eigenen Sonne, unseres Sonnensystems sowie anderer Planetensysteme geben.

Die obigen Bilder zeigen austretende Gasblasen, die das junge Doppelsternsystem XZ Tauri (vom Typ T Tauri) verlassen, das sich in der Sternentstehungsregion des Taurus befindet. Studien solcher Gebiete könnten Astronomen einen Einblick in die Entwicklung dieser Systeme geben. Bildnachweis: J. Krist (STScI), das WFPC2-Wissenschaftsteam und die NASA.

Das wilde Verhalten der Jugend

Im Gegensatz zu vielen anderen Arten veränderlicher Sterne kann die Klassifizierung von T-Tauri-Variablen nicht auf ihren Lichtkurven basieren. Das Verhalten dieser jungen Sterne ist einfach zu unberechenbar, wie Alfred Joy 1945 feststellte: „Die Lichtschwankungen der T-Tauri-Sterne sind so unregelmäßig und unberechenbar, dass eine Zuordnung anhand ihrer Lichtkurven praktisch unmöglich ist nicht aus, um bestimmte Sequenzen von Lichtwechseln zu bestimmen, die für die Gruppe einzigartig sind." Der Glaube gilt noch heute, da die Lichtkurven von T Tauri-Sternen weiterhin Variabilität über einen weiten Bereich von Amplituden und Dauern zeigen.

Basierend auf historischen Aufzeichnungen variierte das Verhalten von T Tauri zwischen 1864 und 1916 unregelmäßig zwischen 9,3 und 14 mit einem tiefen Minimum zwischen 1888 und 1891 (Isles 1997). Während dieser Zeit ähnelte das tiefe Minimum den Lichtkurven der R Coronae Borealis-Sterne. Im Jahr 1916 begannen AAVSO-Beobachter mit der Beobachtung dieses merkwürdigen Sterns und beobachten ihn seitdem sorgfältig. Die Langzeit-Lichtkurve von T Tauri (siehe AAVSO Lightcurve Generator) zeigt, dass Variabilität über mehrere Zeitskalen hinweg stattfindet. Der langfristige Gesamttrend zeigt, dass der Stern 1967 etwas heller wurde, gefolgt von einem leichten Rückgang, mit einer Rückkehr in den helleren Zustand im Jahr 1984. Kurzfristig variiert der Stern fast täglich um einige Zehntel Basis und ohne erkennbares Muster. Derzeit kann der Stern zwischen 9,3 und 10,7 in Flip-Flop gefunden werden.

Das obige Diagramm zeigt ein typisches 200-tägiges Oszillationsintervall der Variablen T Tauri, wie es der AAVSO International Database entnommen wurde. Der Plot basiert auf Ein-Tages-Mitteln und Linien, die die Beobachtungen verbinden, wurden als visuelle Hilfe hinzugefügt.

Gerade wenn man denkt, dass in der Unordnung der Lichtkurven Ordnung zu sein scheint, entsteht ein Nonkonformist aus der Mischung. Ein merkwürdiger Star vom Typ T Tauri, der erwähnenswert ist, ist der von VY Tauri. Herbig stellt fest, dass diese Variable "eine seltsame Varietät von T Tauri-Stern ist, die auf den ersten Blick eine Lichtkurve hat, die der von SS Cygni ähnelt, aber mit Maxima von einem bis vielen Jahren auseinander: ein sehr interessantes Objekt." Wer weiß wirklich, was diese jungen Stars als nächstes vorhaben?

Ein Klassifikationssystem

Da T-Tauri-ähnliche Sterne nicht anhand ihrer Lichtkurven klassifiziert werden können, haben sich Astronomen bemüht, eine gemeinsame Verbindung zwischen diesen ungewöhnlichen Sternen zu finden. 1945 war Alfred Joy der erste, der diese Sterne systematisch untersuchte und kategorisierte. Der gemeinsame Nenner, fand er, sind ihre eigentümlichen Spektren. Er wählte T Tauri als Prototyp der Klasse, da "es am bekanntesten ist, zu den hellsten gehört und die Gruppe sowohl in Bezug auf Emissions- als auch Absorptionsspektren repräsentiert." Bis zu diesem Zeitpunkt wurden diese Sterne als irreguläre Variablen klassifiziert. Hunderte von T-Tau-Sternen sind heute bekannt und wurden hauptsächlich durch spektroskopische Suchen gefunden.

In Joys Papier von 1945 stellt er Folgendes fest:

Herbig verfeinerte später Joys Kriterien auf spektroskopischer Basis, die Emissionslinien von H und K sowie CaII, die FeI-Linien von 4036 Å und 4132 Å, die [SII]-Linien von 4068 Å und 4076 Å und auch mit Lithium in . einschlossen die Absorptionsspektren (Kuhi und Cram 1989). Lithium ist wiederum ein Indikator für herausragende Jugend.

T-Tauri-Sterne lassen sich weiter in zwei Typen einteilen und basieren auf spektroskopischen Eigenschaften, die sich aus ihren Scheibeneigenschaften ergeben: die klassische T Tauri und schwaches T Tauri Sterne. Klassische T-Tauri-Sterne besitzen ausgedehnte Scheiben, die in ihren Spektren zu starken Emissionslinien führen. T-Tauri-Sterne mit schwachen Linien sind von einer Scheibe umgeben, die sehr schwach ist oder nicht mehr existiert. Die schwachen T-Tauri-Sterne sind von besonderem Interesse, da sie den Astronomen einen Einblick in die frühen Stadien der Sternentstehung ohne nebelhaftes Material ermöglichen. Wo ist das Plattenmaterial geblieben? Vielleicht in Planetesimale, die zusammenstoßen könnten, um Planeten zu bilden.

Ein Verwandter von T Tauri

Sehr interessant ist auch die kleine Gruppe von Sternen, die nach dem FU-Orionis-Prototyp benannt sind. Erstmals als langsame Nova im Jahr 1939 klassifiziert, als sie aus einer kleinen dunklen Wolke nicht weit von Beteigeuze auftauchte, wird heute angenommen, dass die Aktivität von FU Orionis (und ähnlichen Sternen) mit den T Tauri-Variablen zusammenhängt. Während T Tauri-Variationen aus Instabilitäten innerhalb und Wechselwirkungen mit der umgebenden Akkretionsscheibe resultieren können, resultiert die Aktivität von FU Orionis (auch bekannt als FUors) aus einer dramatischen Zunahme der Instabilität und dem Abladen großer Mengen an Materie auf den begleitenden Stern (Kaler 1999). „Bei ungefähr der Hälfte der 11 allgemein akzeptierten FUor wurde beobachtet, dass die optische Helligkeit oder die Helligkeit im nahen IR auf Zeitskalen von 1-10 Jahren um 3-5 Größenordnungen ansteigt“ (Kenyon et al. 2000). Die verbleibende Hälfte zeigt einige zusätzliche Merkmale, einschließlich der Assoziation mit optischen Jets und HH-Objekten. Es wird spekuliert, dass möglicherweise alle T-Tauri-Sterne wahrscheinlich ein oder mehrere Male in ihrer Entwicklung ein Verhalten vom FU-Orionis-Typ durchlaufen (Herbig 1987).

T Tauri Ta beobachten

Der Standort von T Tauri ist relativ leicht am Nachthimmel zu finden. Ausgehend von den Pleiden, dann überspringend zum "V"-förmigen Merkmal der Hyaden, befindet sich T Tauri in der Nähe von Epsilon Tauri - dem Stern, der mit dem hellen Stern Aldebaran die Öffnung der "V"-Figur bildet. Größenschätzungen können dann mit AAVSO-Sternenkarten vorgenommen werden.

Angesichts des unberechenbaren Zustands von T Tauri sollten Beobachter planen, T Tauri und dergleichen einmal pro Woche zu beobachten.

Für mehr Informationen

  • Boss, Alan P. "Begleiter junger Stars." Wissenschaftlicher Amerikaner, Mai 1996, Online-Artikel.
  • Burnham, Robert jr. Burnhams himmlisches Handbuch (3 Bände). New York-Dover, 1978.
  • Cohen, Martin. "fangen wir an, T Tauri Sterne zu verstehen?" Sky & Teleskop, Oktober 1981, 300-303.
  • Herbig, Georg. "Die T-Tauri-Sterne." Zeitschrift der AAVSO, 16, 1987, 1-3.
  • Inseln, John. "Ein variabler Stern und ein variabler Nebel." Sky & Teleskop, November 1997, 98-100.
  • Joy, Alfred H. "T Tauri Variable Stars." Astrophysikalisches Journal, 102, 1945, 168-195.
  • Kenyon, Scott J., E. A. Kolotilov, M. A. Ibragimov und Janet A. Mattei. "Flimmern in FU Orionis." Astrophysikalisches Journal, 531, 2000, 1028.
  • Kaler, James B. "Augenzeuge der stellaren Evolution." Sky & Teleskop, März 1999, 40-47.
  • Kuhi, Leonard V. und Lawrence E. Cram, Hrsg. FGK Stars und T Tauri Stars. Washington, DC: Wissenschaftliche und technische Informationsabteilung der NASA, 1989.
  • Reipurth, Bo und Steve Heathcote. "Herbig-Haro-Objekte und die Geburt von Sternen." Sky & Teleskop, Oktober 1995, 38-40.
  • Robinson, Leif. "Himmlischer Kalender: Stalking the Variable Star T Tauri."Sky & Teleskop, Oktober 1981, 340-341.
  • Robinson, Leif. "Nachrichtennotizen: T Tauris Infrarot-Begleiter." Sky & Teleskop, Oktober 1982, 334.
  • Robinson, Leif. "Nachrichtennotizen: T Tauris rätselhafter Gefährte." Sky & Teleskop, August 1984, 112.
  • Robinson, Leif. "News Notes: Naked T Tauri Stars." Sky & Teleskop, September 1988, 232.
  • Struve, Otto. "T Tauri und zugehörige Nebel." Sky & Teleskop, Oktober 1961, 197-199.

Diesen Monat Variabler Stern des Monats wurde von Kerri Malatesta, Technischer Assistent von AAVSO, erstellt.


Inhalt

Stier ist ein großes und markantes Sternbild am Winterhimmel der nördlichen Hemisphäre, zwischen Widder im Westen und Zwillinge im Osten im Norden liegen Perseus und Auriga, im Südosten Orion, im Süden Eridanus und im Südwesten Cetus. Ende November-Anfang Dezember erreicht der Stier die Opposition (am weitesten von der Sonne entfernt) und ist die ganze Nacht sichtbar. Ende März geht es bei Sonnenuntergang unter und verschwindet von Mai bis Juli vollständig hinter der Blendung der Sonne. [5]

Diese Konstellation ist Teil des Tierkreises und wird daher von der Ekliptik durchschnitten. Dieser Kreis über der Himmelssphäre bildet die scheinbare Bahn der Sonne, während die Erde ihre Jahresumlaufbahn vollendet. Da die Bahnebene des Mondes und die Planeten in der Nähe der Ekliptik liegen, sind sie normalerweise zu einem bestimmten Zeitpunkt jedes Jahres im Sternbild Stier zu finden. [5] Die galaktische Ebene der Milchstraße schneidet die nordöstliche Ecke des Sternbildes und das galaktische Antizentrum befindet sich nahe der Grenze zwischen Stier und Auriga. Stier ist die einzige Konstellation, die von allen dreien des galaktischen Äquators, des Himmelsäquators und der Ekliptik durchquert wird. Eine ringförmige galaktische Struktur, bekannt als Gould's Belt, verläuft durch das Sternbild. [6]

Die empfohlene dreibuchstabige Abkürzung für das Sternbild, wie sie 1922 von der Internationalen Astronomischen Union angenommen wurde, ist "Tau". [2] Die offiziellen Konstellationsgrenzen, die 1930 vom belgischen Astronomen Eugène Delporte festgelegt wurden, werden durch ein Polygon von 26 Segmenten definiert. Im äquatorialen Koordinatensystem liegen die Rektaszensionskoordinaten dieser Grenzen zwischen 03 h 23,4 m und 05 h 53,3 m , während die Deklinationskoordinaten zwischen 31,10° und −1,35° liegen. [7] Da ein kleiner Teil des Sternbildes südlich des Himmelsäquators liegt, kann es sich bei keinem Breitengrad um ein vollständig zirkumpolares Sternbild handeln. [8]

Im November scheint der Tauriden-Meteorschauer aus der allgemeinen Richtung dieses Sternbildes auszustrahlen. Der Beta-Taurid-Meteorschauer tritt während der Monate Juni und Juli tagsüber auf und wird normalerweise mit Funktechniken beobachtet. [10] Zwischen dem 18. und 29. Oktober sind sowohl die Nördlichen Tauriden als auch die Südlichen Tauriden aktiv, wobei letzterer Strom stärker ist. [11] Zwischen dem 1. und 10. November gleichen sich die beiden Ströme jedoch aus. [12]

Das hellste Mitglied dieser Konstellation ist Aldebaran, ein orangefarbener Riesenstern der Spektralklasse K5 III. [13] Sein Name leitet sich von الدبران al-dabarn, arabisch für "der Nachfolger", wahrscheinlich deshalb, weil er den Plejaden während der nächtlichen Bewegung der Himmelskugel über den Himmel folgt. [14] [15] [16] Das Profil eines Bullengesichts ist a is V oder K-förmiger Asterismus von Sternen. Dieser Umriss wurde von prominenten Mitgliedern der Hyaden erstellt, [17] dem nächsten eindeutigen offenen Sternhaufen nach der Ursa Major Moving Group. [18] In diesem Profil bildet Aldebaran das blutunterlaufene Auge des Stiers, das als "bedrohlich auf den Jäger Orion starrend" beschrieben wurde, [19] eine Konstellation, die direkt im Südwesten liegt. Die Hyaden spannen etwa 5° des Himmels auf, sodass sie nur mit dem Fernglas oder dem bloßen Auge in ihrer Gesamtheit betrachtet werden können. [20] Es enthält einen Doppelstern mit bloßem Auge, Theta Tauri (der richtige Name von Theta 2 Tauri ist Chamukuy), [21] mit einem Abstand von 5,6 Bogenminuten. [22]

Im nordöstlichen Quadranten des Sternbildes Stier liegen die Plejaden (M45), einer der bekanntesten offenen Sternhaufen, der mit bloßem Auge gut sichtbar ist. Die sieben prominentesten Sterne in diesem Haufen haben mindestens sechs visuelle Größen, und so wird der Haufen auch "Sieben Schwestern" genannt. Allerdings sind selbst mit einem bescheidenen Teleskop noch viel mehr Sterne sichtbar. [23] Astronomen schätzen, dass der Haufen etwa 500-1.000 Sterne hat, die alle etwa 100 Millionen Jahre alt sind. Sie unterscheiden sich jedoch stark in der Art. Die Plejaden selbst werden durch große, helle Sterne dargestellt, es gibt auch viele kleine Braune Zwerge und Weiße Zwerge. Es wird geschätzt, dass sich der Cluster in weiteren 250 Millionen Jahren auflöst. [24] Der Plejaden-Cluster wird als Shapley-Klasse-c- und Trumpler-Klasse-I 3 r n -Cluster klassifiziert, was darauf hinweist, dass er unregelmäßig geformt und locker ist, obwohl er in seinem Zentrum konzentriert und vom Sternenfeld losgelöst ist. [25]

Deep-Sky-Objekte Bearbeiten

Im nördlichen Teil des Sternbildes nordwestlich der Plejaden liegt der Kristallkugelnebel, bekannt unter seiner Katalogbezeichnung NGC 1514. Dieser planetarische Nebel ist nach seiner Entdeckung durch den deutschstämmigen englischen Astronomen William Herschel im Jahr 1790 von historischem Interesse Astronomen gingen bis dahin davon aus, dass Nebel einfach unaufgelöste Sterngruppen seien. Herschel konnte jedoch einen Stern im Zentrum des Nebels klar auflösen, der von einer Nebelwolke irgendeiner Art umgeben war. Im Jahr 1864 verwendete der englische Astronom William Huggins das Spektrum dieses Nebels, um zu folgern, dass der Nebel ein leuchtendes Gas und keine Sterne ist. [26]

Im Westen werden die beiden Hörner des Stiers von Beta (β) Tauri und Zeta (ζ) Tauri gebildet, zwei Sternsysteme, die um 8° getrennt sind. Beta ist ein weißer Riesenstern der Spektralklasse B7 III, bekannt als El Nath, die von der arabischen Redewendung "das Stoßen" stammt, wie das Stoßen mit den Hörnern des Stiers. [27] Mit einer Helligkeit von 1,65 ist er der zweithellste Stern im Sternbild und teilt die Grenze mit dem benachbarten Sternbild Auriga. Daher trägt es auch die Bezeichnung Gamma Aurigae. Zeta Tauri (der richtige Name ist Tianguan [21] ) ist ein verdunkelnder Doppelstern, der alle 133 Tage eine Umlaufbahn absolviert. [13]

Hellste NGC-Objekte im Stier [28]
Kennung Mag. Objekttyp
NGC 1514 10.9 Planetennebel
NGC 1647 6.4 offener Cluster
NGC 1746 6 Sterngruppe [29]
NGC 1817 7.7 offener Cluster
NGC 1952 8.4 Supernova-Überrest (M1)

Nordwestlich von ζ Tauri bei 1,15 Grad befindet sich der Krebsnebel (M1), ein Supernova-Überrest. Dieser sich ausdehnende Nebel wurde durch eine Typ-II-Supernova-Explosion erzeugt, die am 4. Juli 1054 von der Erde aus gesehen wurde. Er war hell genug, um tagsüber beobachtet zu werden, und wird in chinesischen historischen Texten erwähnt. Auf ihrem Höhepunkt erreichte die Supernova eine Größe von -4, aber der Nebel hat derzeit eine Größe von 8,4 und erfordert ein Teleskop zur Beobachtung. [30] [31] Auch nordamerikanische Völker beobachteten die Supernova, wie ein Gemälde auf einem Canyon in New Mexico und verschiedene Keramikstücke zeigen, die das Ereignis darstellen. Der Überrest selbst wurde jedoch erst 1731 entdeckt, als John Bevis ihn fand. [24]

Der Stern Lambda (λ) Tauri ist ein verdunkelnder Doppelstern. Dieses System besteht aus einem Stern der Spektralklasse B3, der von einem weniger massereichen Stern der Klasse A4 umkreist wird. Die Ebene ihrer Umlaufbahn liegt fast auf der Sichtlinie zur Erde. Alle 3,953 Tage nimmt die Helligkeit des Systems vorübergehend um 1,1 Größenordnungen ab, da der hellere Stern teilweise vom dunkleren Begleiter verdunkelt wird. Die beiden Sterne sind nur durch 0,1 astronomische Einheiten getrennt, sodass ihre Formen durch gegenseitige Gezeitenwechselwirkung verändert werden. Dies führt zu einer Variation ihrer Nettogröße während jeder Umlaufbahn. [32]

Etwa 1,8° westlich von Epsilon (ε) Tauri liegt T Tauri, der Prototyp einer Klasse variabler Sterne namens T Tauri-Sterne. Dieser Stern unterliegt unregelmäßigen Helligkeitsänderungen, die über einen Zeitraum von Wochen oder Monaten zwischen 9 und 13 variieren. [5] Dies ist ein neu gebildetes stellares Objekt, das gerade aus seiner Hülle aus Gas und Staub auftaucht, aber noch kein Hauptreihenstern geworden ist. [33] Der umgebende Reflexionsnebel NGC 1555 wird von T Tauri beleuchtet und ist somit auch in seiner Leuchtkraft variabel. [34] Im Norden liegt Kappa Tauri, ein visueller Doppelstern, der aus zwei Komponenten vom Typ A7 besteht. Das Paar hat einen Abstand von nur 5,6 Bogenminuten, was es zu einer Herausforderung macht, sie mit bloßem Auge zu trennen. [35]

Diese Konstellation umfasst einen Teil des Taurus-Auriga-Komplexes oder die dunklen Tauruswolken, eine Sternentstehungsregion mit spärlichen, filamentösen Gas- und Staubwolken. Dieser umfasst einen Durchmesser von 98 Lichtjahren (30 Parsec) und enthält 35.000 Sonnenmassen Material, das sowohl größer als auch weniger massiv ist als der Orionnebel. [36] Mit einer Entfernung von 490 Lichtjahren (150 Parsec) ist dies eine der nächsten aktiven Sternentstehungsregionen. [37] Located in this region, about 10° to the northeast of Aldebaran, is an asterism NGC 1746 spanning a width of 45 arcminutes. [29]

The identification of the constellation of Taurus with a bull is very old, certainly dating to the Chalcolithic, and perhaps even to the Upper Paleolithic. Michael Rappenglück of the University of Munich believes that Taurus is represented in a cave painting at the Hall of the Bulls in the caves at Lascaux (dated to roughly 15,000 BC), which he believes is accompanied by a depiction of the Pleiades. [38] [39] The name "seven sisters" has been used for the Pleiades in the languages of many cultures, including indigenous groups of Australia, North America and Siberia. This suggests that the name may have a common ancient origin. [40]

Taurus marked the point of vernal (spring) equinox in the Chalcolithic and the Early Bronze Age, from about 4000 BC to 1700 BC, after which it moved into the neighboring constellation Aries. [41] The Pleiades were closest to the Sun at vernal equinox around the 23rd century BC. In Babylonian astronomy, the constellation was listed in the MUL.APIN as GU4.AN.NA, "The Bull of Heaven". [42] Although it has been claimed that "when the Babylonians first set up their zodiac, the vernal equinox lay in Taurus," [43] there is a claim that the MUL.APIN tablets indicate [44] that the vernal equinox was marked by the Babylonian constellation known as "the hired man" (the modern Aries). [45]

In the Old Babylonian Epic of Gilgamesh, the goddess Ishtar sends Taurus, the Bull of Heaven, to kill Gilgamesh for spurning her advances. [46] Enkidu tears off the bull's hind part and hurls the quarters into the sky where they become the stars we know as Ursa Major and Ursa Minor. Some locate Gilgamesh as the neighboring constellation of Orion, facing Taurus as if in combat, [47] while others identify him with the sun whose rising on the equinox vanquishes the constellation. In early Mesopotamian art, the Bull of Heaven was closely associated with Inanna, the Sumerian goddess of sexual love, fertility, and warfare. One of the oldest depictions shows the bull standing before the goddess' standard since it has 3 stars depicted on its back (the cuneiform sign for "star-constellation"), there is good reason to regard this as the constellation later known as Taurus. [48]

The same iconic representation of the Heavenly Bull was depicted in the Dendera zodiac, an Egyptian bas-relief carving in a ceiling that depicted the celestial hemisphere using a planisphere. In these ancient cultures, the orientation of the horns was portrayed as upward or backward. This differed from the later Greek depiction where the horns pointed forward. [49] To the Egyptians, the constellation Taurus was a sacred bull that was associated with the renewal of life in spring. When the spring equinox entered Taurus, the constellation would become covered by the Sun in the western sky as spring began. This "sacrifice" led to the renewal of the land. [50] To the early Hebrews, Taurus was the first constellation in their zodiac and consequently it was represented by the first letter in their alphabet, Aleph. [51]

In 1990, due to the precession of the equinoxes, the position of the Sun on the first day of summer (June 21) crossed the IAU boundary of Gemini into Taurus. [52] The Sun will slowly move through Taurus at a rate of 1° east every 72 years until approximately 2600 AD, at which point it will be in Aries on the first day of summer. [ Zitat benötigt ]

In Greek mythology, Taurus was identified with Zeus, who assumed the form of a magnificent white bull to abduct Europa, a legendary Phoenician princess. In illustrations of Greek mythology, only the front portion of this constellation is depicted this was sometimes explained as Taurus being partly submerged as he carried Europa out to sea. A second Greek myth portrays Taurus as Io, a mistress of Zeus. To hide his lover from his wife Hera, Zeus changed Io into the form of a heifer. [53] Greek mythographer Acusilaus marks the bull Taurus as the same that formed the myth of the Cretan Bull, one of The Twelve Labors of Heracles. [54]

Taurus became an important object of worship among the Druids. Their Tauric religious festival was held while the Sun passed through the constellation. [41] Among the arctic people known as the Inuit, the constellation is called Sakiattiat and the Hyades is Nanurjuk, with the latter representing the spirit of the polar bear. Aldebaran represents the bear, with the remainder of the stars in the Hyades being dogs that are holding the beast at bay. [55]

In Buddhism, legends hold that Gautama Buddha was born when the full moon was in Vaisakha, or Taurus. [56] Buddha's birthday is celebrated with the Wesak Festival, or Vesākha, which occurs on the first or second full moon when the Sun is in Taurus. [57]

Astrology Edit

As of 2008 [update] , the Sun appears in the constellation Taurus from May 13 to June 21. [58] In tropical astrology, the Sun is considered to be in the sign Taurus from April 20 to May 20. [59]

Space exploration Edit

The space probe Pionier 10 is moving in the direction of this constellation, though it will not be nearing any of the stars in this constellation for many thousands of years, by which time its batteries will be long dead. [60]

Solar eclipse of May 29, 1919 Edit

Several stars in the Hyades star cluster, including Kappa Tauri, were photographed during the total solar eclipse of May 29, 1919, by the expedition of Arthur Eddington in Príncipe and others in Sobral, Brazil, that confirmed Albert Einstein's prediction of the bending of light around the Sun according to his general theory of relativity which he published in 1915. [61]


Why is T-Tauri So Dim? - Astronomie

Pulsating and Variable Stars

  • Intrinsic Variables - Stars whose output actually varies (pulsating stars, erupting or explosive stars)
  • Extrinsic Variables - Stars that only appear to vary due to geometric effects (eclipses, etc.)

The most important (i.e. useful) stars are Cepheid variables, named for prototype d Cephei. They show regular, periodic brightness changes, and spectral changes. Observing d Cephei

The spectral changes show that the surface temperature and radius changes. The spectral lines also show doppler shifts, from which we can measure radial velocity changes--actually measure the star's outer layers expand and contract. Cepheids and other variables (RR Lyra stars are another important type) lie in a particular region in HR diagram. As low mass stars (0.5 to 0.7 M sun ) evolve and cross through this region, they become RR Lyrae variables. As high mass stars (3-18 M sun ) cross it, they become Cepheid variables. Properties:

RR Lyrae Cepheid
mass 0.5 - 0.7 M sun . mass 3-18 M sun .
Pop II Pop I
Core He burning Core He burning

  • Start with point of greatest compression, when T is greatest.
  • He is doubly ionized due to high T, i.e. is He ++ (He III).
  • Ionized He is transparent, so UV photons escape easily, but have overpressure.
  • Atmosphere expands and cools. Er ++ becomes He + .
  • Opacity shoots upward and atmosphere absorbs UV photons.
  • UV photons "push" envelope outward, overshoots equilibrium.
  • Atmosphere falls back, temperature rises.
  • Before it reaches equilibrium, He + becomes He ++ , and extra source of support vanishes.
  • Atmosphere falls back rapidly, overshoots equilibrium--starts cycle over again.

Table of Classes of Pulsating Variable Stars
(from Zeilik & Gregory--Intoductory Astronomy & Astrophysics)

Art Prototype MV Spectral
Class
Pulsation
Period Range
Charakteristisch
Zeitraum
Classical
Cepheiden
d Cephei -0.5 to -6 F6 to K2 1d to 50d 5d to 10d
Population II
Cepheiden
W Virginis 0 to -3 F2 to G6 2d to 45d 12d to 28d
RR Lyrae Sterne RR Lyrae 0.5 to 1 A2 to F6 1.5h to 24h 0.5d
Long-Period
variables
o Ceti
(Mira)
1 to -2 M1 to M6 130d to 500d 270d
RV Tauri stars RV Tauri -3 G, K 20d to 150d 75d
Beta Canis
Majoris stars
b Canis
Majoris
-3 B1, B2 4h to 6h 5h
Semiregular red
variables
a Herculis -1 to -3 K, M, R, N, S 100d to 200d 100d
Dwarf Cepheids d Scuti 4 to 2 A to F 1h to 3h 2h

Why is any of this useful? The period of this cycle, from 1 to 50 days for Cepheids, is very precisely related to the luminosity (or absolute magnitude) of the star. For Pop I Cepheids (the kind in the disk of our galaxy)

The Population I Cepheids that we just discussed are stars with relatively high metallicity (like our Sun) and so are "second generation" stars. Stars in globular clusters are low-metallicity "first generation" stars, and since the composition is different, the period-luminosity relation is also slightly different. These so-called Population II Cepheids are about 4 times less luminous than Population I Cepheids .

RR Lyrae Variables
Another important type of variable is RR Lyrae stars. Their period-luminosity relationship is even simpler--they all have L

100 L sun , (that is, M V = 0.5 = constant) regardless of period. They are fainter, and they are Pop II--important for globular clusters, but cannot be seen in external galaxies. They have relatively short periods of 1.5 - 2.4 h

Mira Variables
Large, irregular variations in brightness, due to cool (2000 K) atmosphere veiled by dust and molecules (absorption bands). Locally higher T dissociates the molecules and allows great increases in L. Periods are P

100 to 700 days, and stars fall in HR diagram where He-shell burning is taking place. The exact mechanism is unknown.

  • T Tauri stars - PMS objects of 0.2 to 2 M sun with large winds, associated with dark clouds (link). Young objects that are rapidly rotation and nearly fully convective, with strong magnetic fields. Has strong "flares." The T Tauri phase of star formation is one limitation on formation of planets.
  • Flare stars - "solar-like" stars, rapid rotation plus deep convection -> magnetic fields. However, flares are a million times larger than solar flares, so not understood.
  • Magnetic variables - Ap stars (spectral type A, peculiar) show strong magnetic fields with average up to 0.1 T. Relatively small brightness changes may be star spots.
  • RS CVn (Canum Venaticorum) stars - double stars, very close together (orbital periods of 0.5 day to several months), probably magnetically interacting--strong flares, starspots. One of the stars is luminosity class V (main-sequence) and the other is IV (sub-giant).

Several types of stars show mass outflow. This outflow, coupled with stellar rotation in some cases, causes distinct spectral features due to doppler shifts. P-Cygni profile.

Kataklysmische veränderliche Sterne

We will talk about novae and supernovae next time, in connection with close binary systems. Some links to web pages that describe or give examples of these objects
are below.


Why is T-Tauri So Dim? - Astronomie

The T Tauri star RY Lupi was followed simultaneously spectroscopically and photometrically over 7 nights covering one of its deepest brightness minima ever recorded. As reported earlier the star first becomes redder with decreasing brightness. At V = 12.5 this trend is changed towards the blue and this time the object was as blue as in maximum at the deepest minimum. The spectral type (G8) remains constant over the entire range of 3 mag in V. During the deep minimum, when the star brightened from V = 13.12 to V = 12.45, the line-to-continuum ratios and equivalent widths of absorption features in the U- and B-bands did not change with time. We show that the additional light component, present when the star is heavily occulted by circumstellar dust, can not be due to an emission component that either is produced at low brightness levels or is always present. Instead it is due to stellar radiation scattered into the line-of-sight by dust in the immediate surrounding of the star. We test this result by assuming that the scattering occurs in a circumstellar disk which is inclined so that the line-of-sight passes its fluffy upper layers with variable degree of foreground circumstellar dust. We also discuss the behavior of the emission lines, which most likely form in a halo/wind, not occulted much by circumstellar dust. Complementary Far-UV data and one CO-observation are discussed and future tests of the model are proposed.


Spectra of T-Tauri type stars

Here are 2 spectra of interesting pre-main sequence stars. SU Aur is a classical T-Tauri star while AB Aur is a Herbig AeBe type star. Herbigs are similar to T-Tauri stars, the biggest difference being they are more massive, 3-10 solar masses, whereas T-Tauri stars are typically 2 solar masses or less. The two stars are 3.2 arc minutes apart in the sky and according to my reading they both share similar proper motion and distance – they are probably members of a loose star cluster. Both stars are in the early stages of firing up their nuclear furnaces, most of their energy right now is a result of gravitational contraction. Both stars are approximately 4 million years young also suggesting they originally formed from the same cloud of interstellar matter. SU Aur is an early G type star, roughly 2 solar masses and about twice the size of our sun while AB Aur is over 3 solar masses and is a very late and hotter B type star. SU Aur has a rotational period of only 3 days, spinning at roughly 60 km per second (the Sun rotates at 2 km per second) which causes relatively broad spectra lines. Both stars have accretion disks extending out from their equatorial region, possibly containing developing planets. AB Aur being the hotter of the two stars causes considerably more ionization of H I and He I lines in the accretion disk – quite apparent in my spectra. The later spectral type star SU Aur, being much cooler causes far less ionization in the accretion disk. In my spectra of SU Aur H-alpha is only moderately intense and a close look at the Cal II K & H lines shows only very small emission peaks at the root of both absorption lines.

#2 robin_astro

These kinds of stars are definitely worth keeping an eye on as they can change very rapidly. As an example I was lucky enough to catch a very dramatic short lived transient outburst of DN Tau using a Star Analyser during a Pro-Am campaign on T Tauri stars a couple of years ago. The flux at the blue end of the spectrum quadrupled in just 6 minutes but everything was almost back to normal in the spectrum in under an hour

Edited by robin_astro, 20 December 2014 - 07:34 PM.

#3 NJScope

Nice data from the T Tauri objects and M57. Have you been able to see a Li I doublet at 6708 Å in any of the T Tauri spectra you've captured so far?

#4 old_frankland

Jim:

Nice data from the T Tauri objects and M57. Have you been able to see a Li I doublet at 6708 Å in any of the T Tauri spectra you've captured so far?

No, wasn't able to find the Li I doublet in all the noise. Would be cool, though.

#5 mathman

Nice data, it was a pleasure to read your post. One question that cropped up in my head was why on either side of the Ha line there appears to be a drop in intensity/flux for AB Aur (I'm not sure which word would be more accurate in this case). Is it due to the detector that was used? It certainly appears as though the line is overwhelmingly bright in comparison to others.

#6 robin_astro

One question that cropped up in my head was why on either side of the Ha line there appears to be a drop in intensity/flux for AB Aur

The effect is real and comes from the fact that the absorption and emission come from two different sources so what you see are these two effects superimposed .

The absorption takes place in the surface layers of the star itself (the photosphere) and the line is broad because of the high pressure due to the surface gravity.

You can see approximately what the H alpha line would have looked like without the emission component by looking at the shape of the H gamma line

The emission comes from the material surrounding the star which is at much lower pressure, producing a narrow emission line superimposed on the broad photospheric hydrogen absorption line, which is very prominent in a B9 star like AB Aur compared with the G2 star SU Aur

#7 robin_astro

SU Aur has a rotational period of only 3 days, spinning at roughly 60 km per second (the Sun rotates at 2 km per second) which causes relatively broad spectra lines.

While it is true that rotation can broaden spectral lines, a rotational velocity of +- 60km/s would be only produce a maximum broadening of 3A so would not be apparent at this resolution. The broad wings of the Balmer lines in SU Aur are due to the pressure and temperature in the photosphere. The effects of a rotation velocity of 60km/s would appear as a flattening in the core of the absorption line, as here for example

#8 old_frankland

SU Aur has a rotational period of only 3 days, spinning at roughly 60 km per second (the Sun rotates at 2 km per second) which causes relatively broad spectra lines.

While it is true that rotation can broaden spectral lines, a rotational velocity of +- 60km/s would be only produce a maximum broadening of 3A so would not be apparent at this resolution. The broad wings of the Balmer lines in SU Aur are due to the pressure and temperature in the photosphere. The effects of a rotation velocity of 60km/s would appear as a flattening in the core of the absorption line, as here for example


Inhalt

Initially there is a random amount of interstellar gaseous matter, mainly hydrogen, containing traces of dusts (ices, carbon, rocks). [2]

The T Tauri stars, with masses less than twice the mass of our Sun, are thought to follow this process:

  1. initially, the clouds which collapse are thought to be very slowly rotating [3]
  2. The dense cores collapse faster than the less dense outer regions of the cloud. This follows from the free-fall time

1/√(Gxdensity). The initial collapse of the core is quite fast time

50,000–100,000 years or so. The lower density envelope takes longer to collapse accrete (collapse onto the protostar) time

The main portion of emission continuum of Classic T Tauri Stars is formed outside the accretion shock, what means a great deal of accretion matter falls onto the star in nearly horizontal direction. This gas decelerate in turbulent layer near the star surface.

We suggest two scenarios to explain such nature of accretion: two-stream accretion (through boundary layer and magnetosphere) and magnetospheric accretion by way of streams, the bulk of matter in which falls onto the star in nearly horizontal direction.

Observations have provided quantitative parameters of disk wind, derived from the analysis of optical and UV spectra of CTTS. The matter outflows observed from a disk region with an outer radius of < 0.5 AU. The outflowing matter initially moves almost along the disk until being accelerated up to V > 100 km/s and only afterwards begins to collimate. Inner region of the wind is collimated into the jet at a distance <3 AU from the disk mid plain. Das Vz gas velocity component in the jet decreases with increasing distance from the jet axis. The gas temperature in the jet bottom is less than 20,000 kelvins.


Infant Solar System Shows Signs of Windy Weather

Astronomers using the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) have observed what may be the first-ever signs of windy weather around a T Tauri star, an infant analog of our own Sun. This may help explain why some T Tauri stars have disks that glow weirdly in infrared light while others shine in a more expected fashion.

T Tauri stars are the infant versions of stars like our Sun. They are relatively normal, medium-size stars that are surrounded by the raw materials to build both rocky and gaseous planets. Though nearly invisible in optical light, these disks shine in both infrared and millimeter-wavelength light.

“The material in the disk of a T Tauri star usually, but not always, emits infrared radiation with a predictable energy distribution,” said Colette Salyk, an astronomer with the National Optical Astronomical Observatory (NOAO) in Tucson, Ariz., and lead author on a paper published in the Astrophysical Journal. “Some T Tauri stars, however, like to act up by emitting infrared radiation in unexpected ways.”

To account for the different infrared signature around such similar stars, astronomers propose that winds may be emanating from within some T Tauri stars’ protoplanetary disks. These winds could have important implications for planet formation, potentially robbing the disk of some of the gas required for the formation of giant Jupiter-like planets, or stirring up the disk and causing the building blocks of planets to change location entirely. These winds have been predicted by astronomers, but have never been clearly detected.

Using ALMA, Salyk and her colleagues looked for evidence of a possible wind in AS 205 N – a T Tauri star located 407 light-years away at the edge of a star-forming region in the constellation Ophiuchus, the Snake Bearer. This star seems to exhibit the strange infrared signature that has intrigued astronomers.

With ALMA’s exceptional resolution and sensitivity, the researchers were able to study the distribution of carbon monoxide around the star. Carbon monoxide is an excellent tracer for the molecular gas that makes up stars and their planet-forming disks. These studies confirmed that there was indeed gas leaving the disk’s surface, as would be expected if a wind were present. The properties of the wind, however, did not exactly match expectations.

This difference between observations and expectations could be due to the fact that AS 205 N is actually part of a multiple star system – with a companion, dubbed AS 205 S, that is itself a binary star.

This multiple star arrangement may suggest that the gas is leaving the disk’s surface because it’s being pulled away by the binary companion star rather than ejected by a wind.

“We are hoping these new ALMA observations help us better understand winds, but they have also left us with a new mystery,” said Salyk. ऺre we seeing winds, or interactions with the companion star?”

The study’s authors are not pessimistic, however. They plan to continue their research with more ALMA observations, targeting other unusual T Tauri stars, with and without companions, to see whether they show these same features.

T Tauri stars are named after their prototype star, discovered in 1852 – the third star in the constellation Taurus whose brightness was found to vary erratically. At one point, some 4.5 billion years ago, our Sun was a T Tauri star.

Other authors include Klaus Pontoppidan, Space Telescope Science Institute Stuartt Corder, Joint ALMA Observatory Diego Muñoz, Center for Space Research, Department of Astronomy, Cornell University and Ke Zhang and Geoffrey Blake, Division of Geological & Planetary Sciences, California Institute of Technology,

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ALMA, an international astronomy facility, is a partnership of Europe, North America and East Asia in cooperation with the Republic of Chile. ALMA construction and operations are led on behalf of Europe by ESO, on behalf of North America by the National Radio Astronomy Observatory (NRAO), and on behalf of East Asia by the National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ). The Joint ALMA Observatory (JAO) provides the unified leadership and management of the construction, commissioning and operation of ALMA.