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Estrela T Tauri

                                         T Tauri com um disco circumestelar

As estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis irregulares nomeadas a partir do objecto prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São estrelas jovens que ainda não entraram na sequência principal (estrelas pré-sequência principal). Encontram-se perto de nuvens moleculares e se identificam pela variabilidade estelar e presença de linhas intensas na sua cromosfera.

Características

As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis,
[1] de tipo espectral F, G, K e M e com uma massa inferior a duas massas solares.
[2] As suas temperaturas superficiais são similares à das estrelas da sequência principal de massa parecida, mas a sua luminosidade é significativamente mais alta dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais são provavelmente demasiado baixas para iniciar reacções termonucleares. Em seu lugar, a sua fonte de energia é baseada na libertação de energia gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal, podendo tardar em alcançar este estado entre 10 e 100 milhões de anos. As estrelas T Tauri têm curtos períodos de rotação (por volta de doze dias comparado com um mês para o Sol) e são muito activas e variáveis.

Mostram emissões intensas e variáveis de raios X e de ondas de rádio, e muitas apresentam ventos solares muito fortes. Os seus espectros apresentam maior abundância de lítio que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K.

Aproximadamente a metade das estrelas T Tauri estudadas possuem discos circumestelares, denominados neste caso discos protoplanetários, dado que se trata dos possíveis progenitores de sistemas planetários como o Sistema Solar. A maioria das estrelas T Tauri encontram-se em sistemas binários.

Objectos parecidos com as estrelas T Tauri mas com massa maior (de 2 a 8 massas solares) são as chamadas estrelas Herbig Ae/Be, que correspondem a estrelas de tipo espectral A e B que ainda não entraram na sequência principal. Não se observaram objectos deste tipo com massa superior a 8 massas solares, pois evoluem muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a fusão do hidrogénio no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal.

Variable Star Of The Month  : T Tauri

Um bairro interessante de se viver em

A variável T Tauri estrelas foi descoberto em uma noite de outubro de 1852 por John Russell Hind. Hind, um caçador notou asteróide, é creditado por ter descoberto 11 planetas menores, assim como Nova Ophiuchi 1848 e R Leporis (também conhecido como Crimson Hind's Star). Nesta noite especial, no entanto, ao examinar o céu com seu telescópio com as Plêiades e na direção das Hyades, Hind avistou uma estrela de magnitude décimo que ficou faltando no cartas que ele estava usando. A estrela faltando, como se constata, foi a variável agora conhecida como T Tauri - terceira variável a ser descoberto na constelação de Touro.

Nebulosa Hind pode ser claramente visto como a figura fantasmagórica a oeste de T Tauri neste STScI Digitized Sky Survey imagem.
Os observadores têm encontrado desde que T Tauri não é o único objeto de interesse na área. Não muito longe está a Nebulosa T Tauri Hind (NGC 1555), uma nebulosa de reflexão que é iluminado por seu vizinho variável. Como resultado, o brilho da nebulosidade varia com a iluminação mudar dada pela própria estrela. A nebulosa foi observada entre 1852 e 1861, mas depois começou a desaparecer de vista. Somente vestígios da nebulosa eram visíveis com os maiores telescópios da época, até meados da década de 1860, e 1868, desapareceram completamente da visão telescópica. A nebulosa não foi visto novamente até 1890, quando foi observado por EE Barnard e SW Burnham. É novamente desapareceu, mas os traços eram vistos apenas com meios fotográficos em 1899. Em 1920, a nebulosa fantasma começou a brilhar novamente de forma gradual. A nebulosa tem vindo a iluminou desde os anos 1930, mas ainda permanece um desafio para muitos de observar.
Então, em 1890, quase 40 anos após a descoberta do T Tauri, Shelburn Wesley Burnham T Tauri descobriu que se situa dentro de uma nebulosa muito pequeno. Na época, T Tauri foi fracamente brilhando com magnitude 14 - no limite da maioria dos telescópios da época. A nebulosa condensado pareceu ser de cerca de 4 segundos de arco de tamanho em sua maior dimensão. T Tauri foi mais brilhante que magnitude 10 desde o início do século 20 tornando esta característica praticamente impossível de detectar. Nebula Burnham, como tem vindo a ser chamado, pode ser detectada em uma imagem superexposta da estrela como uma protuberância estendendo cerca de 10 segundos de arco a partir da variável. Ao contrário de NGC 1555, nebulosa Burham não se acredita ser uma nebulosa de reflexão.

Clique na imagem para ampliar. Esta imagem de Herbig-Haro (HH) objeto 30 mostra um disco e jato de uma estrela recém-nascido. Este tipo de cenário pode ser semelhante ao que aconteceu com o nosso Sol eo sistema solar durante a formação. Crédito da imagem: A. Watson (Universidad Nacional Autónoma de México), K. Stapelfeldt (JPL), J. Krist e C. Burrows (ESA / STScI) e NASA.

Varredura do céu a apenas 30 segundos de arco oeste do ponto mais brilhante da nebulosa em Hind, encontramos um outro objeto interessante: um filamento ou jet conhecido como um objeto de Herbig-Haro. Jets desse tipo são normalmente associadas a "jovem, de massa ejetar estrelas." Embora esses objetos são detectados principalmente no infravermelho, a partir da qual os espectros visíveis podem ser obtidos sugerem que a estrela poderia ser uma fonte muito ativo T Tauri estrelas.
Mais para a história
Até agora, temos a estrela variável T Tauri posicionado na direcção da constelação de Touro, não muito longe do aglomerado de estrelas Plêiades aberto, mas mais perto do aglomerado estelar das Hyades, perto de um objecto Herbig-Haro, ao lado de uma nebulosa de reflexão, e envoltos em uma pequena nebulosa. Mas espere, ainda há mais ...
Em 1981 descobriu-se que T Tauri tem uma estrela companheira. Com o uso do Very Large Array, verificou-se que o companheiro, que se torna visível no infravermelho, senta em algum lugar entre ,5-0,7 arcseconds sul do mate visível. Assim, a estrela óptico é referido como T Tau N eo companheiro de infravermelho como T Tau S. pesquisa revelou ainda que a T Tauri pode de fato ser um sistema triplo.
Interesse em estrelas T Tauri-tipo é repicado, mesmo sabendo que elas foram encontradas para representar um estágio muito inicial do processo de evolução estelar. Como tal, eles são geralmente rodeado por um disco de poeira que poderiam concebivelmente abrigar uma nascente sistema planetário e podem fornecer pistas sobre a formação do nosso sistema solar!
Sobre o T Tauri estrelas


Clique na imagem para ampliar. Esta imagem ROSAT baseado mostra várias centenas de estrelas T Tauri novos que foram encontrados. Este surpreendente resultado mostrou que as estrelas T Tauri podem ser encontradas fora das regiões de formação estelar continuada. Acredita-se que talvez essas estrelas têm sido expulso da sua cidade natal ou que as nuvens que se formaram a partir de maio já se dissipou. Crédito da imagem: ROSAT e no Instituto Max Planck para Física Extraterrestre.

Estrelas T Tauri são nomeados para o protótipo da classe, T Tauri. Esses objetos são estrelas da seqüência pré-principal e surgiram recentemente no envelope opaco de formação estelar. Tendo recentemente se uniram a partir de seu meio empoeirada e gasosos, essas estrelas se tornaram visíveis em comprimentos de onda ópticos. As nuvens de poeira e gás que se condensam são compostas principalmente de hidrogênio, hélio, e alguns outros oligoelementos. As nuvens também conter pequenas quantidades de lítio que normalmente é destruída como a estrela evolui para a fase de seqüência principal de vida. Assim, o lítio é muitas vezes um indicador da juventude estelar. Esta característica espectral é visto nas atmosferas de estrelas T Tauri, o que implica, no sentido astronômico, que estrelas T Tauri são jovens, estrelas de baixa massa que estão contratando à medida que evoluem para a fase de seqüência principal de evolução estelar. As estrelas têm, frequentemente, grandes discos de acreção proto sobraram da formação estelar. A crença geral é que as estrelas T Tauri são recém-formando estrelas na galáxia e pode estar crescendo em tamanho através de acreção. Brilho mudanças detectadas nestes estrelas não são devido aos efeitos evolutivos, per se, mas pode ser devido a processos como a instabilidades no disco, a atividade violenta na atmosfera da estrela, e também pode ser em parte devido à passagem de nuvens de poeira e gás a partir da qual foram concebidos. "Estrelas com massa cerca de 0,2 a três vezes a do Sol, com idades entre 100.000 a 1000 mil anos tipificam o regime T Tauri" (Cohen, 1981).
Muitas das estrelas T Tauri encontram a residir em áreas próximas ou que estão escondidos pelas nuvens Via Láctea. "Agora sabemos porque é assim: as estrelas nasceram nessas nuvens escuras, nos últimos 10 milhões de anos, e não houve tempo suficiente para eles irem muito longe da sua cidade natal" (Herbing 1987). A Taurus-Auriga nuvem escura é um conhecido cama quente de tais estrelas.
Nosso próprio Sol provavelmente passou pela T Tauri fase cerca de 4 1 / 2 bilhões de anos atrás. Portanto, essas estrelas possam ser capazes de nos oferecer um pico na evolução de nosso próprio Sol, o sistema solar, bem como outros sistemas planetários.


As imagens acima mostram bolhas de gás que sai dos países emergentes os jovens XZ Tauri sistema de estrelas binárias (do tipo T Tauri) que reside na formação de estrelas Taurus região. Os estudos dessas áreas poderia dar astrônomos uma visão para o desenvolvimento destes sistemas. Crédito de imagem: J. Krist (STScI), a WFPC2 Science Team, e NASA.

O comportamento selvagem da Juventude
Ao contrário de muitos outros tipos de estrelas variáveis, classificação das variáveis T Tauri não pode ser baseado em sua lightcurves. O comportamento dessas estrelas jovens é muito errática como encontrado por Alfred Joy em 1945: "As variações na luz das estrelas T Tauri são tão irregular e imprevisível que a classificação por meio de seus lightcurves é praticamente impossível. Até o momento, as observações foram insuficiente para determinar sequências definitiva das mudanças de luz que são característicos do grupo. " A crença ainda hoje é válido desde o lightcurves de estrelas T Tauri continuar a mostrar a variabilidade em uma ampla gama de amplitudes e durações.
Baseado em registros históricos, o comportamento da T Tauri variou irregularmente entre 9,3 e 14 entre 1864 e 1916, com um mínimo de profundidade entre 1888 e 1891 (Ilhas, 1997). Durante este tempo, o mínimo de profundidade se assemelhava ao lightcurves do Coronae R Borealis estrelas. Em 1916, observadores AAVSO começou a monitorar esta estrela curiosos e têm sido diligentemente vê-lo desde então. A curva de luz de longo prazo de T Tauri (veja a Curva de Luz AAVSO Generator) mostra que a variabilidade ocorre ao longo de diversas escalas de tempo. A tendência global de longo prazo mostram que a estrela iluminou um pouco em 1967, seguido de uma ligeira quebra, com um retorno ao brilhante estado em 1984. Em um curto prazo, a estrela varia de alguns décimos em quase uma base diária e sem qualquer padrão discernível. Atualmente, a estrela pode ser encontrado flip-flop magnitude entre 9,3 e 10,7.


O gráfico acima mostra um intervalo de 200 dias típicos oscilatório da variável T Tauri, retirada do Internacional AAVSO banco de dados. O enredo é baseado em um meio-dia, e as linhas conectando as observações foram adicionados como um auxílio visual.
Apenas quando se pensa que parece haver ordem dentro da desordem do lightcurves, um não-conformista surge da mistura. Uma estrela T Tauri curioso tipo digno de menção é a de VY Tauri. notas Herbig que esta variável é "uma estranha variedade de estrelas T Tauri, com uma curva de luz e não como SS Cygni, à primeira vista, mas com máximos de um a muitos anos separados: um objeto muito interessante." Quem realmente sabe o que esses jovens estrelas será até a próxima?



Um sistema de classificação
Desde estrelas T Tauri, como não podem ser classificadas com base em suas lightcurves, os astrônomos se esforçavam para encontrar um elo comum entre essas estrelas incomuns. Em 1945, Alfred Joy foi o primeiro a estudar sistematicamente e categorizar essas estrelas. O denominador comum, ele descobriu, é o seu espectro peculiar. Ele escolheu T Tauri ser o protoype da classe, já que "é mais conhecido, está entre os mais brilhantes, e representa o grupo com relação a ambos os espectros de emissão e absorção". Até este ponto, estas estrelas tinham sido classificados como variáveis irregular. Centenas de estrelas T Tau são agora conhecidos, e foram encontrados principalmente por meio de pesquisas espectroscópicas.
No papel de Joy, de 1945, ele afirma o seguinte:
"Onze estrelas variáveis irregular foram observados cujas características físicas parecem muito semelhantes e ainda suficientemente diferente de outras classes conhecidas de variáveis a justificar o reconhecimento de um novo tipo de estrelas variáveis cujo protótipo é T Tauri. As características distintivas são: (1) irregular de luz variações de cerca de 3 mag (2). F5 tipo espectral G5, com linhas de emissão que se assemelha a cromosfera solar (3), baixa luminosidade, e (4) associação com nebulosidade escura ou brilhante ... Eles estão situados no interior ou próximo as nuvens escuras da Via Láctea na direção um do centro da anticentro da galáxia ... Apesar de pouco ou nada se sabe a causa da luz, as variações, as características são, provavelmente, 04/01 fisicamente interligados e juntos formam um distinto tipo estelar, que pode ser facilmente reconhecido. As estrelas diferem de outras variáveis conhecidas, especialmente em sua baixa luminosidade e alta na intensidade de H e K brilhantes em seus espectros. variável t conhecido Tauri é uma das mais brilhantes estrelas da grupo e pode ser considerado, o protótipo, embora existam diferenças marcantes entre as estrelas e dois não são exatamente iguais. "
Herbig posteriormente refinada critérios Joy, com base espectroscópicas que inclui linhas de emissão de H e K, bem como Telefona, as linhas FeI de 4036 Å e 4132, o [SII] linhas de 4,068 Å e 4,076 Å, e também com lítio na o espectro de absorção (Kuhi e Cram, 1989). Com o lítio, mais uma vez, sendo um indicador da juventude estelar.

T Tauri podem ainda ser divididos em dois tipos e são baseados em características espectrais que surgem a partir de suas propriedades de disco: o T Tauri clássicas e T Tauri estrelas fracas. Classical estrelas T Tauri possuem discos extensa que resultam em fortes linhas de emissão em seus espectros. Fraco alinhadas estrelas T Tauri são cercados por um disco que é muito fraco ou não na existência. A T Tauri fraco são de especial interesse, pois fornecem os astrónomos com um olhar nas fases iniciais da evolução estelar unincumbered por material nebuloso. Onde tem o material do disco foi? Talvez em planetesimais, que poderia colidir-se para formar planetas.

Um parente de T Tauri

O pequeno grupo de estrelas com o nome do protótipo Orionis FU também são muito interessantes.

Primeira classificada como uma nova lento em 1939, quando surgiu não de uma pequena nuvem escura muito longe de Betelgeuse, acredita-se agora que a atividade FU Orionis (e estrelas semelhantes) está relacionada com a T Tauri variáveis. Embora as variações T Tauri pode resultar de instabilidades no interior e interações com o disco de acreção circundante, FU Orionis (também conhecido como FUors) actividade resulta de um aumento dramático na instabilidade e descarga de grandes quantidades de matéria na estrela de acompanhamento (Kaler 1999). "Cerca de metade dos 11 FUors comumente aceitos foram observados a subir 05/03 magnitudes de brilho óptico ou near-IR em escalas de tempo de 1-10 anos (Kenyon et al. 2000). O restante metade revela algumas características adicionais, incluindo associação com jatos ópticos e objetos HH. Especula-se que talvez todas as estrelas T Tauri provavelmente passar por FU comportamento Orionis, digite uma ou mais vezes no seu desenvolvimento (Herbig, 1987).

Observando T Tauri

Clique na imagem para ampliar. Crédito da imagem: Jerry Lodriguss

T Tauri local podem ser encontrados com relativa facilidade no céu noturno. A partir do Pleides então saltar para a função V "forma" do Hyades, T Tauri fica perto Epsilon Tauri - a estrela que faz a abertura do "V" figura com a estrela brilhante Aldebaran. estimativas de magnitude pode ser feito com T AAVSO gráficos estrela Tauri.
Dado T Tauri do estado imprevisível, os observadores devem planejar a observar T Tauri e similares, uma vez por semana.

Boa observação!

Estrelas T Tauri: Resumo

excelentes comentários que em conjunto cobrem todos os aspectos de estrelas T Tauri podem ser encontrados na literatura [Appenzeller & Mundt 1989, Bertout 1989].

Aqui um breve resumo é apresentado, dando especial atenção aos aspectos directamente relacionados com o trabalho apresentado nos capítulos que se seguem.
T Tauri encontram-se entre os mais novos objetos diretamente observados. A associação cinemática T Tauri estrelas com muitas nuvens escuras onde as estrelas se formam [Herbig 1977] ea presença de Li I Å [absorção Bertout 1989] mostra que as estrelas T Tauri são jovens. Comparando a posição destas estrelas no diagrama HR com faixas teórico evolucionista [D'Antona e Mazitelli 1994, Swenson et al. 1994] anos, dá um limite superior para a idade estimada. Essas faixas evolutivas não levam em conta e acreção Siess, Forestini & Bertout (1997) mostram que as idades subestimar por um fator de 2-3. No entanto, a idade de estrelas T Tauri não está em questão.

Observacional, as estrelas T Tauri são identificados pelas seguintes características [Appenzeller & Mundt 1989, e referências,]: são objetos estelares associado com as regiões de obscurecimento; suas linhas espectros Balmer H e Ca e linhas K, na emissão, a fotosfera espectros de absorção são semelhantes aos de estrelas do tipo espectral, com prazo de F. tarde

Ubiquitous entre T Tauri estrelas é variabilidade. Na verdade, a variabilidade é uma característica definidora da T Tauri estrelas. variações fotométricas são vistos como ocorre em todas as bandas de frequência, desde o raio-X para o infravermelho. Variabilidade prazos variam de alguns minutos a pelo menos um século [Appenzeller & Mundt 1989] e, geralmente, as variações são muito irregulares, apesar de algumas estrelas T Tauri apresentam um comportamento quase-periódico, provavelmente devido à presença de manchas na superfície estelar [ Bertout 1989, e referências,]. Períodos de poucos dias são encontrados. Variações não são restritas a observações fotométricas, though. linhas de emissão são também vistos como alteração na intensidade e forma [Johns & Basri 1995a, 1995b Johns & Basri, Lago & Gameiro 1998, por exemplo] e estudos polarimétrico implicar em variações no grau e posição de ângulo de polarização, bem [Appenzeller & Mundt 1989].

As estrelas são o elo entre protoestrelas profundamente enraizado [Lada 1986, Classe I objetos] e baixa massa de estrelas da seqüência principal (M <3). Sua distribuição de energia espectral (SED) são caracterizados por dois ultravioleta e infravermelho excessos em relação ao SED correspondente a uma estrela da seqüência principal da mesma temperatura efetiva.

De acordo com a força da linha de emissão H-alfa, estrelas T Tauri são classificados como T `` fraca Line Tauri Estrelas''(WTTS) ou `` T Tauri clássica Estrelas''(CTTS). A linha de força é medida pela sua largura equivalente e ter WTTS W (H-alfa) inferior a 10 Å. Deve-se notar, no entanto, que esta não é uma divisão rígida. T Tauri spectroscopically pode mudar de tal forma que a fronteira W (H-alfa) = A 10 é atravessado [Bertout & Bouvier 1989]. Quando comparado com CTTS, WTTS não apresentam excesso de ultravioleta, infravermelho pouco ou nenhum excesso e mostram muito fraco, se todas as linhas de emissão [Montmerle et al. 1993].
A origem do excesso de infravermelho em estrelas T Tauri é atribuída à presença de um disco circumstellar [Beckwith & Sargent 1993, Strom et al. 1993, e referências,].

Isto resulta tanto do excesso de radiação da fotosfera e reprocessamento de aquecimento de gás e poeira por acreção [Lynden-Bell & Pringle 1974, Kenyon & Hartmann 1987, Adams et al. 1987, Bertout et al. 1988, Bertout 1989]. Beckwith et al. beckwithetal90 determinar massas e tamanhos entre AU e para os discos de acreção.

A teoria dos discos de acreção foi definida pelo Lynden-Bell & Pringle (1974). Os discos vislumbrada por esses autores são opticamente espessas e quase Kepler com viscosidade permitindo material para infall para a estrela.

A suposição era de que um velho disco de acreção estende-se à superfície da estrela de onde o material a perder metade de sua energia gravitacional, a fim de acreção. Esta perda de energia deve ocorrer em uma região próxima muito fino para a estrela, a camada limite. A quantidade de energia liberada há contas para o excesso observada em comprimentos de onda ultravioleta. A camada limite é, de acordo com Basri & Bertout (1989), também responsável pelo continuum Balmer observada em T Tauri estrelas. Basri & Bertout (1989) estimam uma taxa de acreção de massa. O, assim chamado, limite modelo de acreção camada enfrenta alguns problemas embora. Acreção de material através de um disco quase Keplerian estendendo-se para a superfície estelar implica que uma estrela deve girar até cerca de metade quebrar a velocidade, ou seja, km / s, se não for o momento angular é perdida [Hartmann & Stauffer 1989]. No entanto, as velocidades de rotação em estrelas T Tauri são km / s, o que implica que a dissipação substancial do momento angular deve ocorrer. Uma explicação natural para esse dissipação não é dada pelo modelo de camada limite. Estrelas YY Orionis show inversa perfis P Cygni nas linhas de Balmer [Walker 1972].

As velocidades observadas as características de absorção são redshifted 3-400 km / s, o que implica material caindo sobre a estrela a estas velocidades. Essas velocidades são inconciliáveis com infalling velocidades de alguns km / s prevista pelo modelo de acreção camada limite. Beckwith et al. (1990) constatam que para muitos T Tauri estrelas da emissão do infravermelho próximo é menor do que o esperado para um disco que se estende até a superfície estelar. Estes autores afirmam que este resultado obriga a regiões do interior dos discos a ser desprovida de material.

Um modelo mais recente de acreção que supera estes problemas é o modelo de acreção magnetospheric [Camenzind 1990, Königl 1991, Shu et al. 1994]. Ele chama a presença de um campo estelar dipolar magnético que perturba o disco em até um raio de poucos estelar onde o material cai sobre a estrela ao longo de colunas magnética (Figura 1.1).

Figura 1.1: Esboço da Geometria Magnetospheric acreção. De Camenzind (1990).

Para as taxas de acréscimo do raio interno do disco está dentro de 0,1 UA por campos magnéticos na superfície estelar da ordem G. [Camenzind 1990]. A diferença aludida pelo Beckwith et al. (1990) para explicar a distribuição de energia infravermelho próximo requer um raio exterior entre 0,05-0,3 UA, que pode ser explicado por este modelo.
velocidades infall deduzir inversa perfis P Cygni nas estrelas YY Orionis, estão previstas pelo modelo de acreção na magnetosfera terrestre, se o material está em queda livre a partir de um raio poucos estelar.
acreção Magnetospheric também fornece uma explicação natural para o problema de longa data de dissipação de momentum angular em estrelas T Tauri, portanto, manter a estrela girando bem abaixo da velocidade break-up, como é observado.
Neste modelo, a radiação ultravioleta eo resultado observado excesso ótica do choque de acreção acontece quando o material atinge a superfície da estrela, na região onde as linhas do campo estão enraizadas [Königl 1991].

O excesso de óptica em T Tauri estrelas significa que as linhas da fotosfera essas estrelas não são tão profundas como as de uma estrela da seqüência principal do mesmo tipo espectral. Este efeito, geralmente referida como `` véu'', como foi estudado principalmente na óptica [Basri & Batalha 1990, Hartigan et al. 1991, Guenther & 1993a Hessman, Valenti et al. 1993, Hartigan et al.1995, Gullbring et al. 1998, por exemplo,]. Modelos onde o continuum velamento surge na camada limite (por exemplo, Hartigan et al. 1991) e modelos, onde o continuum velamento surge a partir do choque de acreção na imagem acreção magnetospheric (ex. Gulbring et al. 1998), resultado de estimativas similares para o densidade e temperatura da região emissores, que são TK e n cm-3. Usando este excesso de emissão óptica, as taxas de acreção de massa foram obtidos para T Tauri muitas estrelas. Hartigan, Edwards & Ghandour (1995) chegam a taxas de acumulação de massa yr-1, enquanto Valenti, Basri & Johns (1993) e Gullbring et al. (1998), obter os valores tipicamente uma ordem de magnitude menor, ou seja, ano-1.

Os ventos e as saídas são um fenômeno comum em CTTS e eles parecem estar finalmente alimentado por acreção da estrela [et al Cabrit. 1990]. A evidência observacional para a sua presença em estrelas T Tauri é esmagadora: linhas proibidas, tais como o [OI] e S [II], freqüentemente apresentam um componente de emissões de alta velocidade a cerca de -100 a -200 km / s [Hartigan et al. 1995], as imagens e espectroscopia de fenda longa da região circumstellar de algumas estrelas T Tauri mostram claramente jatos que emanam essas estrelas [Reipurth 1989, por exemplo], com velocidades no intervalo 200-450 km / s; perfis em H P Cygni Alpha e na linha de ressonância Na ID implica outflowing velocidades de km / s; observações CO detectaram saídas molecular para que as fontes são esperados T Tauri estrelas [Fukui et al.1993]; observações de rádio continuum descobrir a presença de uma saída de gás ionizado de algumas estrelas T Tauri [Appenzeller & Mundt 1989, e referências,]. Ventos e jatos são uma característica do modelo de acumulação magnetospheric desenvolvido pela Camenzind (1990) e por Shu et al. (1994).


Daniel Folha

Fri Aug 28 11:53:21 BST 1998 (Lotus DA Vesperal?)

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

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