T Tauri — тройная переменная звезда в созвездии Тельца , прототип звезд T Tauri . Она была открыта в октябре 1852 года Джоном Расселом Хайндом . T Tauri видна с Земли среди скопления Гиады , недалеко от ε Tauri , но на самом деле она находится на расстоянии 420 световых лет позади него и не является членом скопления. Облако к западу от системы — NGC 1555 , более известное как Переменная туманность Хайнда.
Хотя эта система считается прототипом звезд типа Т Тельца, более поздней фазой формирования протозвезды, она является весьма нетипичной звездой типа Т Тельца. [7]
Система состоит из трех звезд: T Tauri North (T Tau N), T Tauri South A (T Tau Sa) и T Tauri South B (T Tau Sb). T Tau N оценивается примерно в 300 а.е. от южной двойной звезды, при этом разделение двойной звезды, как полагают, составляет примерно 7 а.е. с орбитальным периодом 27,2±0,7 года. Орбита T Tau N вокруг южной двойной звезды плохо ограничена, период составляет от 400 до 14 000 лет по состоянию на 2020 год. T Tau N имеет массу ~2,1 M ☉ , T Tau Sa оценивается в 2,0–2,3 M ☉ , а T Tau Sb оценивается в приблизительно 0,4–0,5 M ☉ . [8] [9]
Южная двойная звезда видна в основном в инфракрасном диапазоне, что, вероятно, связано с окружным кольцом, которое блокирует оптический свет (если оптический свет и просачивается, то его величина должна быть менее 19,6), в то время как аккреционный диск T Tau N, как полагают, почти перпендикулярен нашему лучу зрения, что позволяет нам видеть T Tau N в оптическом диапазоне. [11]
Яркость южной двойной звезды резко меняется в течение, казалось бы, коротких промежутков времени в инфракрасном диапазоне. [11] Считается, что эта изменчивость обусловлена как неоднородностью вещества в окружном кольце, что приводит к изменению пропускаемого света при его вращении по орбите двойной звезды, так и вспышкой отдельных компонентов двойной звезды по мере аккреции ими материи. Неизвестно, какой механизм вносит наибольший вклад в изменчивость.
Все три звезды, как полагают, находятся в фазе T Тельца. Во время этой фазы звезда не претерпевает ядерного синтеза в своем ядре; она светится из-за остаточного тепла, выделяемого ее коллапсом. Это заставляет звезду T Тельца изменять яркость в течение недель или месяцев по мере того, как они аккрецируют вещество. Важным механизмом в звездообразовании являются струи, которые образуются в результате аккреции, которые функционируют аналогично струям квазара или активного галактического ядра (AGN). Эти струи образуются из-за магнитных полей, сформированных в аккреционном диске, и в качестве побочного эффекта они уносят избыток углового момента от звезды. Без этого механизма звезда не смогла бы аккрецировать до более чем 0,05 M ☉ . [8]
По состоянию на 2020 год T Tau Sb проходит через плоскость окружного кольца T Tau S и в настоящее время тускнеет, поскольку кольцо блокирует ее свет. [11]
Система T Tauri представляла особый интерес для астрономов, поскольку она ни в коем случае не является типичной звездой T Tauri. В частности, похоже, что T Tau N на самом деле все еще должна быть встроенной протозвездой, но она, вероятно, была выброшена из плотного облака, в котором она родилась, когда-то в последние несколько тысяч лет. Она почти наверняка все еще гравитационно связана с двумя другими звездами. Ее спектр в точности соответствует спектру классической звезды T Tauri (CTTS), но с эволюционной точки зрения она не является звездой T Tauri. [7]
Сложная система истечения, созданная звездами, плохо изучена, особенно в том, как она развивается с течением времени. Считается, что существует два биполярных истечения, одно из которых исходит из T Tau N, а другое — из T Tau S. Поскольку две звезды T Tau S находятся так близко, их индивидуальные истечения, по-видимому, либо сливаются, либо T Tau Sb не производит большого истечения. Два истечения, по-видимому, в некоторой степени взаимодействуют, и считается, что это взаимодействие станет только более интенсивным в будущем.
Вокруг системы находятся три отдельных объекта Хербига-Аро . Это участки туманности, вызванные взаимодействием истечения с межзвездной средой. Их можно рассматривать как ударные фронты для струй, когда быстро движущееся вещество врезается в холодный газ и пыль, окружающие систему. [8]
Самая заметная туманность — облако NGC 1555, известное как Переменная туманность Хайнда, всего в одной угловой минуте к западу от T Тельца. Это была туманность, впервые обнаруженная Хайндом в 1852 году, которая теперь известна как отражательная туманность из-за спектров, очень похожих на спектр самой T Тельца. Считается, что яркость туманности меняется из-за материала, который иногда попадает между T Тельца и отражательной туманностью.
Более темная туманность технически не является частью переменной туманности Хайнда, но она является частью того же облака, и большинство каталогов считают их одним и тем же объектом. Различные обозначения этого облака: GC 839, HH 155, vdB 28, Ced 32b, SH 2-238, GN 04.18.9 и BDN176.28-20.89.
HH155 , по-видимому, является частью облака NGC 1555 и на самом деле представляет собой участок эмиссионной туманности, исходящей из смещенного в синюю сторону потока с востока на запад от T Tau N. Он простирается вплоть до NGC 1555 и вызывает у отражательной туманности некоторое слабое излучение запрещенных линий in situ, которое создается быстро движущимся потоком, взаимодействующим с покоящимся веществом внутри NGC 1555. [12]
HH255 — это туманность, расположенная гораздо ближе к самой звездной системе, иначе известная как туманность Бернхэма (также известная как Ced 32c). Это еще один участок эмиссионной туманности, вероятно, вызванный потоками отдельных взаимодействующих звезд и потоками, выходящими из плотных внутренних областей звездной системы. [13]
Когда Шерберн Уэсли Бернхэм использовал новый 36-дюймовый рефрактор Great Lick в 1890 году, чтобы найти туманность Хайнда, которая периодически отсутствовала с 1860-х годов, он по ошибке осмотрел саму T Тельца, а не область непосредственно к западу, и успешно нашел туманность. Когда он заметил, что описание туманности Хайнда не соответствует тому, что он видел, он попросил своего коллегу Эдварда Эмерсона Барнарда взглянуть, так как у него было больше опыта в изучении туманностей и более тонкие глаза. Барнард обнаружил еще одну туманность, примерно в угловой минуте к юго-западу от T Тельца и около угловой минуты в диаметре. Эту туманность, которую нашел Барнард, временно называли туманностью Барнарда, пока позже в том же десятилетии не выяснилось, что это Хайнд, а туманность, найденная вокруг T Тельца, была названа туманностью Бернхэма. Это был первый в истории обнаруженный объект Хербига-Аро, хотя класс объектов не был придуман до 1953. [14] [15] [16] [17] [18]
HH355 — это так называемый «гигантский отток», который достигает почти 1,5 пк от звездной системы, обнаруженный в 1997 году. Этот отток необычно велик, что, возможно, объясняется выбросом T Tau N с более близкой, хаотической орбиты с T Tau Sa и Sb много тысяч лет назад. Пятна легко наблюдаются с помощью линии излучения H-Alpha , а путем измерения доплеровского смещения двух долей, по-видимому, они произошли из системы T Tau. Доли, называемые HH355 North и HH355 South, имеют по три основных пятна (всего шесть). Северная доля имеет пятна A, B и C; южная доля имеет участки D, E и F. Участки, по-видимому, были созданы парами, при этом участки A и F были созданы 5000 лет назад, B и E 900 лет спустя, а C и D 900 лет спустя (предполагая тангенциальную скорость 150 км/с, что является довольно распространенной скоростью оттока). После того, как была создана последняя пара, последовал период относительного покоя. [19]
Как типично для молодых звезд, все три звезды системы T Tauri окружены компактными дисками, усеченными взаимодействием звезды со звездой. Диск вокруг T Tauri N имеет зазор радиусом около 12 а.е. , что указывает на присутствие планеты с массой Сатурна, вращающейся по орбите внутри зазора. [20]
Туманность NGC 1554 (Ced 32a) считается связанной с T Тельца. В 1860-х годах туманность Хайнда исчезла из виду почти для всех астрономов на Земле, включая самого Хайнда, но Отто Вильгельм фон Струве , имевший в то время третий по мощности телескоп в мире, все еще мог ее видеть. В 1868 году Струве потерял туманность, но нашел новый участок туманности примерно в четырех угловых минутах к западу, который, как он считал, отличался от туманности Хайнда. Он не потрудился должным образом сообщить об этом из-за отсутствия у него интереса к туманностям, и вместо этого написал лично д'Арре, который опубликовал это открытие. [21] В течение следующих 10-20 лет туманность Струве исчезла из виду, а туманность Хайнда снова появилась в поле зрения большинства астрономов в то же время. Вероятно, Струве действительно что-то наблюдал, особенно учитывая, что д'Арре это подтвердил, но по состоянию на 2022 год не существует единого объяснения причины этого явления. [14]
Точная динамика системы оттока T Tauri, в частности ее эволюция, плохо изучена. Возможно, какое-то взаимодействие между оттоками в прошлом могло вызвать явления, которые наблюдал Струве, но для того, чтобы можно было вывести какую-либо конкретную теорию, потребуются дополнительные данные, по крайней мере, об орбитальных ограничениях T Tau N и о том, как оттоки взаимодействуют в настоящее время. [8] Скорее всего, T Tau N подвергся выбросу из южной двойной звезды T Tau S на эксцентричную и большую орбиту несколько тысяч лет назад (на основании возраста долей HH 355), и туманность Струве могла быть как-то связана с этим, но это чисто спекулятивно. [7] [19]
В видеоигре 2014 года Elite: Dangerous звездная система и окружающая ее туманность представлены как место, которое игроки могут посетить. В игре она находится немного дальше от Земли, чем в реальной жизни, и неправильно имитирует саму звездную систему, причем T Tau N представлена звездой главной последовательности G-типа, а T Tau S представлена похожей звездой главной последовательности G-типа (вместо двойной звезды с двумя звездами T Tauri). Примечательно, что в системе есть небольшой космопорт под названием Hind's Mine, который находится в кольцевой системе вымышленного газового гиганта на орбите T Tau N, примечательный своим большим расстоянием от большинства других заселенных систем. [22]
