T Tauri yıldızları, on milyon yıldan genç olan bir değişken yıldızlar sınıfıdır.[1] Genelde moleküler bulutların yakınlarında bulunup, değişken ışıksallıkları ve güçlü renkyuvarı çizgileri ile tanınırlar.
T Tauri yıldızlarının yüzey sıcaklıkları, aynı kütleye sahip anakol yıldızlarınınkine benzer, ancak yarıçapları daha büyük olduğundan, daha parlaktırlar. Merkez sıcaklıkları proton-proton zincirleme tepkimesi için çok düşüktür. Onun yerine, ana diziye doğru olan kasılım sonucunda ortaya çıkan kütle çekimsel erke ile beslenmektedirler.
Gözlem
T Tauri yıldızları ilk kez Taurus-Auriga Karanlık Bulutsusu'nda, Joy tarafından 1942 yılında gözlenmiştir. Genelde geç tayf türünden yıldızlardır. Tayflarında, Güneş'in tayfında gözlenen kromosferik salma çizgilerine benzer yapılar izlenmektedir. Joy bu yıldızlara, grubun en parlak üyesi olan T Tauri'nin ismini vermiştir. T Tauri yıldızlarının fiziksel doğasını ilk kez 1947 yılında Ambartsumian açıklamış ve bu yıldızların henüz anakola erişmemiş oldukça genç yıldızlar olduğunu söylemiştir. T Tauri yıldızları bu fiziksel doğaları gereği karanlık bulutsu komplekslerine yakın bölgelerde gözlenirler. Tayflarında genel süreklilik üzerinde geç tür (G-M) yıldızlara ilişkin soğurma yapıları izlenir. Sürekli ışınımları bazı dalga boyu aralıklarında normal yıldızlardan beklenenden çok daha şiddetli olabilmekte ve bu bölgelerde soğurma yapılarını örtebilmektedir. T Tauri'lerin tayfını karakterize eden en önemli özelliklerden biri, Güneş tayfında görülen kromosferik salmalara benzer salma çizgileri içermeleridir. Gözlenen en güçlü salma çizgileri hidrojenin Balmer serisi çizgileri ve CaII, FeII gibi metallere ait iyonizasyon çizgileridir. Ayrıca nötral He çizgileri de görülmektedir. Bazı T Tauri yıldızlarının tayfında, çevrelerini saran ince gaz yapıların varlığını işaret eden yasak çizgiler de gözlenmektedir. Salma çizgileri oldukça karmaşık profil yapıları göstermektedir. Bu durum yıldızı çevreleyen maddede rastgele yönlerde kütle hareketleri olduğuna işarettir. Yıldızı çevreleyen maddede bol miktarda "toz" oluşunun doğal
sonucu olarak, kızılötesi ve milimetre-altı (sub-millimeter) dalga boylarında şiddetli "artık
ışınım" gözlenmektedir. T Tauri yıldızlarının çok genç cisimler olduğuna en iyi kanıt ise, tayflarında λ6707 Å da gözlenen Li soğurma çizgisinin varlığıdır. Lityum, kozmik bolluk açısından evrende çok az bulunan bir elementtir ve yıldız atmosferlerinde çok hızlı tüketildiğinden, yaşlı yıldızların tayfında kendini gösteremez.
T Tauri yıldızları yukarıda bahsedildiği gibi, temel olarak güçlü salma çizgileri ve kızılötede gösterdikleri şiddetli artık ışınım ile karakterize edilmektedirler. Ancak astronomide x-ışın görüntüleme teleskoplarının kullanılmaya başlaması ile T Tauri yıldızlarının ilginç bir grubunun daha var olduğu görülmüştür. Bu grubun salma çizgileri oldukça zayıf ve kızılöte artık ışınımları yok denecek kadar azdır. T Tauri türü olduklarına dair tek kanıt tayflarında görünen şiddetli Li soğurmasıdır. X-ışınları dalga boylarında gösterdikleri kuvvetli koronal salmalar sayesinde keşfedilen bu yıldızlara "Zayıf çizgili T Tauri yıldızları" denmektedir. Işınım özellikleri gereği bu yıldızlar çevrelerini saran maddeyi önemli ölçüde kaybetmiş, ancak "klasik" T Tauri yıldızlarında olduğu gibi ışınım enerjilerini halen çekimsel büzülme ile sağlayan yıldızlardır. ROSAT x-ışın uydusu ile yapılan gözlemler, zayıf çizgili T Tauri'lerin, klasik T Tauri'lerden sayıca daha fazla olduğunu ortaya koymuştur.
Astronomide gelişen teknoloji ile artan ayırma gücü T Tauri yıldızlarını saran çevresel maddenin genellikle kalın bir "yığılma diski" formunda olduğunu göstermiştir. Soldaki resimde Orion yıldız oluşum bölgesinin HST ile alınan yüksek ayırma güçlü görüntülerinde İlkel gezegen oluşum diski veya "Proplitler" olarak adlandırılan bu yapılar açıkça görülebilmektedir. Adından da anlaşılacağı gibi bu diskler evrimleşme sonucu yıldız etrafındaki gezegenleri oluşturacak hammaddedir. T Tauri yıldızlarının göstermekte olduğu karakteristik özelliklerin büyük bir kısmının kaynağı bu disk yapılarıdır. Örneğin FU Orionis türü yıldızlarda görülen patlamalar, çevrelerindeki yığılma disklerinde oluşan kararsızlıklardan kaynaklanmaktadır. Genellikle P Cygni profili gösteren salma çizgilerinin analizi sonucunda, T Tauri yıldızlarının birkaç 100 km/sn mertebesinde yıldız rüzgârlarına sahip oldukları anlaşılmıştır. Buna bağlı olarak hesaplanan kütle kayıp hızları 10-8 – 10-7
M/yıl düzeyindedir. Ayrıca, birçok T Tauri yıldızında, yıldız yüzeyine doğru düşen maddenin de varlığını gösteren ters P Cygni profilleri izlenmektedir. T Tauri yıldız rüzgârlarının çevredeki yıldızlararası ortam ile etkileşmesi sonucu Herbig-Haro nesnesi adı verilen olgular ortaya çıkmaktadır. Bu olgular yüksek hızlı "jet" benzeri yapılar ve "çift kutuplu moleküler fışkırmalar (bipolar outflows)" olarak kendilerini göstermektedirler.
T Tauri yıldızlarını karakterize eden diğer önemli özellikleri, çok çeşitli türde karmaşık fotometrik değişimler göstermeleridir. Özellikle farklı dalga boylarında farklı ışık değişimi karakterine bürünmeleri en karakteristik özelliklerindendir. Değişimler tüm dalga boyu aralıklarında genelde düzensiz yapıda olup, zaman ölçekleri dakika mertebesinden yüzyıllara varana kadar çeşitlilik göstermektedir. Değişimlerin ışık genlikleri 5 kadire kadar ulaşabilmekte, FU Ori ve EX Ori gibi uç örneklerde daha da büyük olabilmektedir. Bu derece çeşitlilik göstermesi nedeniyle, değişimlere ilişkin önerilen mekanizmaların hâlen yerine oturmamış olması doğaldır. Olası mekanizmalar, yıldız lekeleri, yığılma disklerinde kararsızlık, manyetik kökenli flare aktivitesi veya çift yıldız bileşeni olarak çevresel madde tarafından örtme/örtülme olaylarıdır. T Tauri yıldızlarında izlenen fotometrik değişimler genelde 5 ayrı grupta incelenmektedir:
1. Tür Düzensiz değişimler: Büyük genlikli ve uzun zaman ölçekli ışık değişimleridir. Genellikle tayflarında çok güçlü salma çizgileri ve ters P Cygni profili gösteren T Tauri yıldızlarının gösterdiği fotometrik değişimlerdir. Örnek: DR Tau.
2. Tür Düzensiz değişimler: Küçük veya orta genlikli (Δm ≤ 1-2 kadir) ve kısa zaman ölçeklerinde (dakika-saat) izlenen ışık değişimleridir. Güneş benzeri flare etkinliğinden kaynaklandığı düşünülmektedir. Örnek: SU Aur.
FU Ori benzeri patlamalar: Kendisini, birkaç hafta içerisinde 6 kadir kadar ani parlaklık artışı ve bunu takip eden birkaç yıl veya on yıl arası sürede yavaş bir parklaklık azalması olarak gösteren değişimlerdir. Örnek: Fu Ori, V1057 Cyg.
EX Lup benzeri patlamalar: Birkaç hafta içerisinde 5 kadir kadar ani parlaklık artışı ve yine birkaç hafta içerisinde bir parlaklık azalması olarak görünen değişimlerdir. Örnek: EX Lup.
Yarı-dönemli değişimler: 1-10 gün zaman ölçekli ve yıldızın kendi ekseni etrafında dönüşü ile ortaya çıkan değişimlerdir. Yıldız yüzeyindeki Güneş benzeri lekelerden kaynaklandığı düşünülmektedir. Ancak lekelerin yüzeyde kapladıkları alanlar Güneş'tekinden daha büyük olmalıdır. Oluşan ışınım değişim genlikleri birkaç 0.01 kadir mertebesindedir. Örnek: SY Cha, RY Lup, V410 Tau.
Herbig tarafından 1960 yılında genel özellikleri ortaya konan Herbig Ae/Be yıldızlarının, T Tauri yıldızları ile önemli ölçüde benzer yanları vardır. Görsel ve moröte bölge tayflarında izlenen salma çizgileri, kuvvetli kütle atımlarını işaret eden P Cyg profiline sahip yapılar, kızılöte ve milimetre-altı dalga boylarında izlenen ve çevrelerinde önemli ölçüde tozdan oluşma çevresel maddenin varlığına işaret eden şiddetli artık ışınımlar gözlenen ortak özelliklerdir. Ayrıca uzaydaki konumları açısından da T Tauri yıldızları ile benzerlik göstermektedirler ve genel olarak karanlık bulutsu bölgelerinde yer almaktadırlar. Herbig Ae/Be yıldızlarını T Tauri'lerden ayıran tek fark kütlelerinin ve buna bağlı olarak ışınım güçlerinin daha büyük olmasıdır. Fotometrik açıdan en dikkat çekici özellikleri, A0 tayf türünden daha geç olanlarının 3-4 kadir mertebesinde tamamen düzensiz ışık değişimi göstermeleridir. A0 tayf türünden daha erken olanlarında değişim genliği birkaç 0.1 kadir değerini geçmemektedir. Işık değişim mekanizmaları hakkında çok net bilgi bulunmasa da T Tauri yıldızlarının mekanizmaları ile aynı olduğu tahmin edilmektedir. Örnek olarak R Mon ve R CrA gösterilebilir.
.jpg)
