Кіріспе
Тор шоқжұлдызындағы жұлдыз - Нақты бір жұлдыз.
the particular star
Жұлдыздар қорының орбитасы
| сілтеме =
| reference =
Орбиталық сипаттамалары мен массасы
Жүйенің үш жұлдызы бар: Т Таури Солтүстік (T Tau N), Т Таури Оңтүстік А (T Tau Sa) және Т Таури Оңтүстік Б (T Tau Sb). T Tau N оңтүстік екіжұлдыздан шамамен 300 АЕ қашықтықта орналасқан, ал екіжұлдыздың арақашықтығы шамамен 7 АЕ, олардың орбиталық периоды 27.2±0.7 жылды құрайды. 2020 жылғы мәліметтер бойынша, T Tau N-нің оңтүстік екіжұлдызға қатысты орбитасы нашар анықталған, периоды 400 жылдан 14000 жылға дейін өзгеруі мүмкін. T Tau N-нің массасы ~, T Tau Sa шамамен , ал T Tau Sb шамамен .
Өзгермелілік және оптикалық өшіру
[[File:TTauLightCurve. png|thumb|left|AAVSO деректері бойынша Т Тауридің 160 жылдық визуалды жарық қисығы. Т Таури жүйесі астрономдар үшін ерекше қызығушылық тудырады, себебі ол әдеттегі Т Таури жұлдызы емес. Атап айтқанда, T Tau N әлі де кіріктірілген протожұлдыз болуы мүмкін, бірақ ол соңғы бірнеше мың жыл ішінде туған тығыз бұлттан шығарылған болуы ықтимал. Ол басқа екі жұлдызға гравитациялық тартыммен байланысқан болуы да мүмкін. Оның спектрі классикалық Т Таури жұлдызының (CTTS) спектріне сәйкес келеді, бірақ эволюциялық жағынан ол Т Таури жұлдызы емес. HH255 – жұлдыздық жүйеге жақын тұмандық, басқаша айтқанда, Бёрнем тұмандығы (Ced 32c деп те аталады). Бұл эмиссиялық тұмандықтың тағы бір бөлігі, оның себебі жеке жұлдыздардың өзара әрекеттесуі және жұлдыздық жүйенің тығыз ішкі аймақтарынан ағын шығуы болуы мүмкін. Шерберн Уэсли Бёрнхам 1890 жылы жаңа 36 дюймдік Ұлы Лик рефракторын қолданып, 1860 жылдардан бері кейде жоғалып тұратын Хинд тұмандығын табуға тырысқанда, қателікпен Т Тауридің өзін, батысқа қарайғы аймақтың орнына қарап шықты және тұмандықты табуға сәтті болды. Ол Хинд тұмандығының сипаттамасы өзі көрген нәрсеге сәйкес келмейтінін байқағанда, әріптесі Эдвард Эмерсон Барнардтан көмек сұрады, өйткені ол тұмандықтарды жақсы білген және көзі өткір болған. Барнард Т Тауриден оңтүстік-батысқа қарай шамамен бір доға минуттық қашықтықта, диаметрі шамамен бір доға минут болатын басқа тұмандықты тапты. Барнард тапқан тұмандық онжылдықтың соңында Хинд тұмандығы екені анықталғанға дейін уақытша Барнард тұмандығы деп аталды, ал Т Тауридің айналасында табылған тұмандық Бёрнем тұмандығы деп аталды. Бұл Herbig Haro нысанының алғаш рет табылған мысалы болды, бірақ бұл нысандар класы 1953 жылға дейін анықталған жоқ. HH355 – 1997 жылы ашылған, жұлдыздық жүйеден шамамен 1,5 парсек қашықтықта орналасқан «үлкен ағын» деп аталатын құбылыс. Бұл ағынның өте үлкен болуы, T Tau N-ның T Tau Sa және Sb жұлдыздарымен бірнеше мың жыл бұрын жақын, хаотикалық орбитадан шығарылуымен түсіндірілуі мүмкін. Бұл бөліктер H-альфа эмиссиялық сызығын қолдану арқылы оңай байқалады, ал екі бөліктің Доплер жылжуын өлшеу арқылы олардың T Таури жүйесінен шыққандығы анықталды. HH355 Солтүстік және HH355 Оңтүстік деп аталатын бөліктердің әрқайсысында үш негізгі жаңқа бар (барлығы алты). Солтүстік бөлігінде A, B және C жаңқалары бар, ал оңтүстік бөлігінде D, E және F жаңқалары бар. Жаңқалар жұптар түрінде пайда болған сияқты: A және F жаңқалары 5000 жыл бұрын, B және E 900 жылдан кейін, ал C және D 900 жылдан кейін пайда болды (150 км/с тангенциалды жылдамдық болжамы бойынша, бұл ағын жылдамдығы үшін жиі кездесетін мән). Соңғы жұп пайда болғаннан кейін, салыстырмалы тыныштық орнады.
The T Tauri system has been of particular interest to astronomers because it is by no means a typical T Tauri star. Specifically, it appears that T Tau N is actually supposed to still be an embedded protostar, but it was likely ejected from the dense cloud it was born in sometime in the past few thousand years. It is almost certainly still gravitationally bound to the other two stars. Its spectra is exactly that of a Classic T Tauri Star (CTTS), but evolutionary speaking it is not a T Tauri star. HH255 is nebulosity much closer to the star system itself, otherwise known as Burnham's Nebula (also known as Ced 32c). It is another patch of emission nebulosity, likely caused by the outflows of the individual stars interacting and the outflows escaping the dense inner regions of the star system. When Sherburne Wesley Burnham used the new 36" Great Lick Refractor in 1890 to find Hind's Nebula, which had been intermittently missing since the 1860s, he mistakenly inspected T Tauri itself rather than the area immediately west, and was successful in finding a nebula. When he noticed the description of Hind's Nebula did not match what he was seeing, he asked his colleague Edward Emerson Barnard to take a look since he had more experience with nebulosity and finer eyes. Barnard discovered another nebula, approximately an arcminute south west of T Tauri and about an arcminute in diameter. This nebula Barnard found was temporarily called Barnard's Nebula until it was realized to be Hind later in the decade, and the nebulosity found around T Tauri was named Burnham's Nebula. This would be the first ever discovered Herbig Haro object, although the object class would not be coined until 1953. HH355 is a so called "giant outflow" that reaches nearly 1.5pc away from the star system, discovered in 1997. This outflow is unusually large, possibly explained by the ejection of T Tau N from a closer, chaotic orbit with T Tau Sa and Sb many thousands of years ago. The patches are easily observed using the H Alpha emission line, and by measuring the Doppler Shift of the two lobes, it appears they originated from the T Tau system. The lobes, referred to as HH355 North and HH355 South, each have three major patches (totaling six overall). The northern lobe has patches A, B, and C; the southern lobe has patches D, E, and F. The patches were seemingly created in pairs, with patches A and F being created 5000 years ago, B and E 900 years later, and C and D 900 years after that (assuming a tangential velocity of 150 km/s, which is a fairly common outflow velocity). After the last pair was created, a period of relative quiescence followed.
Планеталық жүйе
Жас жұлдыздарға тәндей, Т-Тәүри жүйесіндегі үш жұлдыздың барлығы жұлдыздардың өзара әрекеттесуімен қалыптасқан тығыз дискілермен қоршалған. T Tauri N айналасындағы дискіде шамамен 12 АЕ радиусында саңылау бар, бұл саңылаудың ішінде Сатурн массасымен тең планетаның айналып жүргенін көрсетеді.
Струвтің жоғалған тұмандығы
NGC 1554 (Ced 32a) тұмандығы Т-Тайримен байланысты деп саналады. 1860 жылдары Хинд тұмандығы Жердегі көптеген астрономдарға, тіпті Хиндтің өзіне де көрінбей кетті, бірақ сол кезде әлемдегі үшінші қуатты телескопы болған Отто Вильгельм фон Струве оны көре алды. 1868 жылы Струве тұмандықты жоғалтты, бірақ одан батысқа қарай шамамен төрт доғалық минутқа жаңа тұмандылық аймағын тапты, ол Хинд тұмандығынан бөлек деп ойлады. Тұмандықтарға қызығушылық танытпағандықтан, ол бұл туралы ресми түрде хабарламады, орнына д'Аррестке жеке хат жазып, ол осы жаңалықты жариялады. Келесі 10-20 жылдың ішінде Струве тұмандығы көзден жоғалды, ал Хинд тұмандығы көптеген астрономдардың назарына қайта оралды. Струве шынымен бір нәрсені байқаған болуы мүмкін, әсіресе д'Аррест оны растағандықтан, бірақ 2022 жылға дейін осы құбылыстың себебіне келісім табылған жоқ.