כוכבי T בשור
כוכבי T בשור (T Tauri) הם מחלקה של כוכבים צעירים משתנים, אשר נמצאים בשלב קדם הסדרה הראשית, ומקור האנרגיה העיקרי שלהם הוא קריסה כבידתית, ולא היתוך גרעיני. בדרך כלל ניתן למצוא כוכבים אלה בקרבת עננים מולקולריים והם מתאפיינים בבהירות משתנה וקווים כרומוספריים חזקים. המחלקה נקראת על שם הכוכב הראשון מסוג זה שהתגלה - T בשור (Taurus).
מאפיינים
כוכבי T בשור הם הכוכבים הנראים הצעירים ביותר מהסוגים הספקטרליים F, G, K ו-M (בעלי מסה קטנה מ-2 מסות שמש). טמפרטורות פני השטח שלהם דומות לאלו של כוכבי הסדרה הראשית בעלי מסות דומות, אך הם הרבה יותר בהירים מכיוון שהרדיוס שלהם גדול יותר. טמפרטורות הליבה שלהם נמוכות מדי בשביל לקיים היתוך גרעיני של מימן, ומקור האנרגיה העיקרי שלהם הוא אנרגיה כבידתית שמשתחררת כתוצאה מהתכווצות הכוכב. שלב זה של התפתחות הכוכב על דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל נקרא מסלול היאשי, והוא מוביל את הכוכב הצעיר לסדרה הראשית, אליה הוא מגיע בתום התהליך.
תצפיות על כוכבי T בשור מעידות על כיסוי גבוה של כתמי שמש, פליטה חזקה ומשתנה בתחום הרנטגן והרדיו (בערך פי 1000 מהשמש), ולכוכבים רבים מסוג זה יש גם רוחות כוכב חזקות. כמחצית מכוכבים אלה הם בעלי דיסקות גז ואבק, בהן יכולים להיווצר כוכבי לכת. מעריכים כי דיסקות אלה נעלמות בסקלת זמן של יותר מאלפי שנים. מקור נוסף לשינויים בבהירות יכולים להיות גושים וגופים ופרוטו-פלנטריים בדיסקה המקיפה את הכוכב. כמו כן, מרבית כוכבים מסוג זה נמצאים במערכות בינאריות.
ספקטרה של כוכבי T בשור מציגות שכיחות ליתיום גבוהה יותר מזו של השמש וכוכבי סדרה ראשית אחרים, מכיוון שליתיום נהרס בטמפרטורות מעל 2.5 מיליון מעלות קלווין. במחקר שכיחות ליתיום ב-53 כוכבים נמצא כי זו משתנה במידה רבה כתלות בגודל, תוצאה שהובילה להשערה כי "שריפת" ליתיום על ידי שרשרת פרוטון-פרוטון בחלקים האחרונים של שלב קדם הסדרה הראשית יכולה להיות מקור אנרגיה משמעותי של כוכבי T בשור. חלקים אלה בהתפתחות כוכב מתאפיינים בחוסר יציבות ובמידת הסעה גבוהה של חומר בתוך הכוכב. מהירות סיבוב גבוהה גם מסייעת לערבוב בין שכבות החומר בכוכב ומגבירה את הסעת הליתיום לשכבות הפנימיות והחמות, שם הוא נהרס. זמן הסיבוב הטיפוסי של כוכבי T בשור הוא בין יום אחד לשנים-עשר (לעומת חודש עבור השמש שלנו), אבל הם מגבירים את מהירות הסיבוב שלהם עם הזמן, עקב התכווצות ושימור תנע זוויתי, והדבר גורם להרס ליתיום בקצב הולך וגובר. ככלל, שריפת ליתיום מוגברת עם טמפרטורות גבוהות יותר ומסה, וניתן להשתמש בקצב שריפת הליתיום כדי להעריך את גיל הכוכב.
כוכבים צעירים מסיביים יותר (2-8 מסות שמש, מסוג ספקטרלי A או B) בשלב קדם סדרה ראשית נקראים כוכבי הרביג Ae/Be. כוכבים מסיביים אף יותר (מעל 8 מסות שמש) לא נצפו בשלב קדם סדרה ראשית. הסיבה לכך, ככל הנראה, היא שהם מתפתחים מהר מאוד, וכאשר ענן גז והאבק סביבם מתפזר והם הופכים להיות נראים, הם כבר מקיימים היתוך מימן בליבה ולכן נמצאים על הסדרה הראשית.
ראו גם
- קדם-כוכב
- משתני אוריון
- פרופיל P Cygni
לקריאה נוספת
- Discussion of V471 Tauri observations and general T-Tauri properties, Frederick M. Walter, Stony Brook University, April 2004
- An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy, David Barrado y Navascues, 2003
קישורים חיצוניים
