T Tauri - T Tauri
 La stella T Tauri con la nuvola NGC 1555 nelle vicinanze. | |
| Dati di osservazione Epoca J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Costellazione | Toro |
| Ascensione retta | 04 h 21 m 59.43445 secondi |
| Declinazione | +19° 32′ 06.4182″ |
| Magnitudine apparente (V) | 10.27 |
| Caratteristiche | |
| tipo spettrale | G5V: e |
| Indice di colore U−B | +0.80 |
| Indice di colore B−V | +1,22 |
| Tipo variabile | T Taurino |
| Astrometria | |
| Velocità radiale (R v ) | +24,6 km/s |
| Moto proprio (μ) | AR: +15,51 mas / anno Dic.: -13,67 mas / anno |
| Parallasse (π) | 6.9290 ± 0,0583 mas |
| Distanza | 471 ± 4 ly (144 ± 1 pz ) |
| Orbita | |
| Primario | T Tau N |
| Compagno | T Tau S |
| Periodo (P) |
4200+5000 -3400 anni |
| Semiasse maggiore (a) |
2.9+5.4 −1.7″ |
| Eccentricità (e) | 0,7+0.2 −0.4 |
| Inclinazione (i) |
52+4 -5° |
| Longitudine del nodo (Ω) | 156 ± 11° |
| Periastro epoca (T) | B 1967+25 −47 |
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Argomento del periastron (ω) (secondario) |
48+34 -25° |
| Orbita | |
| Primario | T Tau Sa |
| Compagno | T Tau Sb |
| Periodo (P) | 27 ± 2 anni |
| Semiasse maggiore (a) |
85+4 -2 mas |
| Eccentricità (e) | 0,560,07 -0.09 |
| Inclinazione (i) |
20+10 −6° |
| Longitudine del nodo (Ω) |
92+26 −36° |
| Periastro epoca (T) | JD 2 450 131+208 −288 (1996 feb 17) |
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Argomento del periastron (ω) (secondario) |
48+34 -25° |
| Particolari | |
| T Tau Sa | |
| Messa | 2.12 ± 0.10 M ☉ |
| Età | 0,4 milioni di euro |
| T Tau Sb | |
| Messa | 0.53 ± 0.06 M ☉ |
| Altre designazioni | |
| Riferimenti al database | |
| SIMBAD | dati |
T Tauri è una stella variabile nella costellazione del Toro , il prototipo delle stelle T Tauri . Fu scoperto nell'ottobre 1852 da John Russell Hind . T Tauri appare dalla Terra tra l' ammasso delle Iadi , non lontano da ε Tauri , ma in realtà è dietro di esso 420 anni luce e non si è formato con il resto di loro. La nube a ovest del sistema è NGC 1555 , conosciuta più comunemente come Nebulosa variabile di Hind.
Sebbene questo sistema sia considerato il prototipo delle stelle T Tauri, una fase successiva nella formazione di una protostella, è una stella T Tauri molto atipica.
Caratteristiche orbitali e massa
Il sistema ha tre stelle: T Tauri Nord (T Tau N), T Tauri Sud A (T Tau Sa) e T Tauri Sud B (T Tau Sb). Si stima che T Tau N sia distante circa 300 AU dalla binaria meridionale, con la separazione della binaria che si ritiene sia di circa 7 AU con un periodo orbitale di 27,2±0,7 anni. L'orbita di T Tau N sulla binaria meridionale è scarsamente vincolata, con un periodo che va da 400 anni a 14.000 anni a partire dal 2020. T Tau N ha una massa di ~ 2,1 M ☉ , T Tau Sa è stimato essere 2.0-2,3 M ☉ e T Tau Sb è stimato essere circa 0,4-0,5 M ☉ .
Variabilità ed estinzione ottica
Il binario meridionale è visibile principalmente nell'infrarosso, probabilmente a causa di un anello circumbinario che blocca la luce ottica (se c'è una perdita di luce ottica, deve essere di magnitudine inferiore a 19,6), mentre il disco di accrescimento di Si ritiene che T Tau N sia quasi perpendicolare alla nostra linea di vista, permettendoci così di vedere T Tau N nell'ottica. La luminosità del binario meridionale varia drammaticamente su scale temporali apparentemente brevi nell'infrarosso. Si ritiene che questa variabilità sia dovuta sia al fatto che la materia nell'anello circumbinario non è uniforme, variando così la luce lasciata passare mentre orbita attorno al binario, sia ai singoli componenti del binario che divampano mentre accrescono la materia. Non è noto quale meccanismo contribuisca maggiormente alla variabilità.
A partire dal 2020, T Tau Sb sta passando attraverso il piano dell'anello circumbinario T Tau S e attualmente si sta attenuando poiché l'anello blocca la sua luce.
Sistema di deflusso
Si ritiene che tutte e tre le stelle siano nella fase T Tauri. Durante questa fase, una stella non subisce fusione nucleare all'interno del suo nucleo; risplende per il calore residuo sprigionato dal suo collasso. Ciò fa sì che una stella T Tauri vari di luminosità nel corso di settimane o mesi man mano che aumentano la materia. Una meccanica importante nella formazione stellare sono i getti che si formano per accrescimento, che funzionano in modo simile ai getti di un quasar o di un nucleo galattico attivo (AGN). Questi getti si formano a causa dei campi magnetici formati nel disco di accrescimento e, come effetto collaterale, portano via il momento angolare in eccesso dalla stella. Senza questo meccanismo, una stella non sarebbe in grado di crescere a più di 0,05 M ☉ .
Il sistema T Tauri è stato di particolare interesse per gli astronomi perché non è affatto una tipica stella T Tauri. Il complesso sistema di deflusso creato dai getti è poco conosciuto, in particolare per come si evolve nel tempo. Si ritiene che ci siano quattro getti, con due provenienti da T Tau N e due provenienti da T Tau S (i getti di Sa e Sb sembrano combinarsi, oppure Sb non produce getti significativi).
Nebulosità circostante
Intorno al sistema ci sono tre distinti oggetti Herbig-Haro. Si tratta di macchie di nebulosità causate dai getti che interagiscono con il mezzo interstellare. Possono essere pensati come fronti d'urto per i getti poiché il materiale in rapido movimento sbatte contro il gas freddo e la polvere che circondano il sistema.
HH155 è la nube NGC 1555 , altrimenti nota come Nebulosa variabile di Hind, e HH255 è la nebulosità molto più vicina al sistema stellare stesso, altrimenti nota come Nebulosa di Burnham . HH355 è ancora più vicino alle stelle, probabilmente causato dalle interazioni dei getti.
Sistema planetario
Come tipico per le giovani stelle, tutte e tre le stelle del sistema T Tauri sono circondate da un compact disc ritagliato dall'interazione stella-stella. Il disco intorno a T Tauri N ha uno spazio vuoto di circa 12 AU di raggio, indicando la presenza di un pianeta orbitante di massa Saturno all'interno di uno spazio vuoto.
| Compagno (in ordine dalla stella) |
Messa |
Semiasse maggiore ( AU ) |
Periodo orbitale ( giorni ) |
Eccentricità | Inclinazione | Raggio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Disco protoplanetario T Tauri N | 24 ± 4 AU | 25,2 ± 1,1 ° | — | |||
| Disco protoplanetario T Tauri Sa | 3,9 ± 0,1 AU | 52,8 ± 0,6 ° | — | |||
| Disco protoplanetario T Tauri Sb | 3,2 ± 0,3 UA | 63,2 ± 0,9 ° | — | |||
La nebulosa perduta di Struve
Si ritiene che la nebulosa NGC 1554 sia associata a T Tauri. Nel 1860, la nebulosa di Hind era svanita dalla vista per quasi tutti gli astronomi sulla Terra, incluso lo stesso Hind, ma Otto Wilhelm von Struve , che all'epoca possedeva il terzo telescopio più potente del mondo, poteva ancora vederla. Nel 1868, Struve riportò una macchia di nebulosità che credeva fosse distinta dalla Nebulosa di Hind, e ciò fu confermato da un contemporaneo, Heinrich Louis d'Arrest . Nel corso dei successivi 10-20 anni, la nebulosa svanì dalla vista e la Nebulosa di Hind tornò alla vista della maggior parte degli astronomi contemporaneamente. È probabile che Struve abbia davvero osservato qualcosa, soprattutto considerando che d'Arrest lo ha confermato, ma a partire dal 2021 non esiste una spiegazione concordata per ciò che ha causato questo fenomeno.
L'esatta dinamica del sistema di deflusso di T Tauri, in particolare la sua evoluzione, è poco conosciuta. È possibile che una sorta di interazione tra i getti in passato possa aver causato i fenomeni osservati da Struve, ma saranno necessari ulteriori dati almeno sui vincoli orbitali di T Tau N e su come i getti interagiscono attualmente prima che possa essere possibile una teoria concreta. raggiunto.
Nella cultura popolare
Nel videogioco del 2014 Elite: Dangerous , il sistema stellare e la nebulosa circostante sono presenti come un luogo che i giocatori possono visitare. È leggermente più lontano dalla Terra nel gioco rispetto alla vita reale e simula erroneamente il sistema stellare stesso, con T Tau N rappresentato da una stella di tipo G della sequenza principale e T Tau S rappresentato da una simile G della sequenza principale -type stella (invece di un binario con due stelle T Tauri). In particolare, c'è un piccolo porto stellare nel sistema chiamato Hind's Mine che si trova nel sistema di anelli di un gigante gassoso immaginario in orbita di T Tau N, notevole per la sua grande distanza dalla maggior parte degli altri sistemi stanziali.
