Система Т Тельца: Тройная звезда и окружающие туманности.

Введение

Звезда в созвездии Тельца, конкретная звезда.

Орбита Starbox.
| ссылка =

Орбитальные характеристики и масса

Система состоит из трех звезд: Т Таури Северная (Т Тау Н), Т Таури Южная А (Т Тау Са) и Т Таури Южная В (Т Тау Сб). По оценкам, Т Тау Н находится на расстоянии около 300 а. е. от южной двойной звезды, а расстояние между компонентами двойной системы, как считается, составляет примерно 7 а. е. с орбитальным периодом 27,2±0,7 лет. Орбита Т Тау Н вокруг южной двойной системы определена неточно, при этом период варьируется от 400 лет до 14 000 лет по данным на 2020 год. Масса Т Тау Н составляет ~, оценка массы Т Тау Са составляет , а масса Т Тау Сб оценивается примерно в .

Изменчивость и оптическое угасание

[[Файл:TTauLightCurve. png|thumb|left|160-летняя кривая блеска в визуальном диапазоне для T Tauri, построенная на основе данных AAVSO.

Система T Tauri представляет особый интерес для астрономов, поскольку это далеко не типичная звезда T Tauri. В частности, представляется, что T Tau N все еще должна быть встраивающейся протозвездой, но, вероятно, была выброшена из плотного облака, в котором она родилась, в течение последних нескольких тысяч лет. Она почти наверняка все еще гравитационно связана с двумя другими звездами. Её спектр точно соответствует спектру классической звезды T Tauri (CTTS), но с точки зрения эволюции это не звезда T Tauri. HH255 – это туманность, расположенная гораздо ближе к самой звездной системе, также известная как туманность Бернхема (также известная как Ced 32c). Это еще один участок эмиссионной туманности, вероятно, вызванный взаимодействием выбросов отдельных звезд и выходом этих выбросов из плотных внутренних областей звездной системы. В 1890 году Шерберн Уэсли Бернхэм, используя новый 36-дюймовый рефрактор Great Lick, искал туманность Хинда, которая периодически исчезала с 1860-х годов, и по ошибке исследовал саму T Tauri, а не область непосредственно к западу, но успешно обнаружил туманность. Заметив, что описание туманности Хинда не соответствует тому, что он видел, он попросил своего коллегу Эдварда Эмерсона Барнарда взглянуть на нее, поскольку тот обладал большим опытом работы с туманностями и более острым зрением. Барнард обнаружил другую туманность, примерно в одну угловую минуту к юго-западу от T Tauri и около одной угловой минуты в диаметре. Эта туманность, обнаруженная Барнардом, временно называлась туманностью Барнарда, пока позже в течение десятилетия не было установлено, что это туманность Хинда, а туманность, обнаруженная вокруг T Tauri, была названа туманностью Бернхема. Это было первое обнаруженное объект типа Гербига-Харо, хотя класс этих объектов был выделен только в 1953 году. HH355 – это так называемый "гигантский выброс", достигающий почти 1,5 пк от звездной системы, обнаруженный в 1997 году. Этот выброс необычно велик, что, возможно, объясняется выбросом T Tau N с более близкой, хаотичной орбиты вокруг T Tau Sa и Sb много тысяч лет назад. Эти области легко наблюдаются по линии эмиссии H-альфа, и, измеряя доплеровский сдвиг двух долей, можно предположить, что они произошли из системы T Tauri. Доли, известные как HH355 North и HH355 South, каждая содержат три основные области (всего шесть). Северная доля включает области A, B и C; южная доля – области D, E и F. По-видимому, области образовались парами: области A и F образовались 5000 лет назад, B и E – 900 лет спустя, а C и D – еще через 900 лет (при условии касательной скорости 150 км/с, что является довольно распространенной скоростью выброса). После образования последней пары последовал период относительного затишья.

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.

Планетарная система

Как типично для молодых звезд, все три звезды системы Т-Таури окружены компактными дисками, сформированными взаимодействием между звездами. Диск вокруг T Tauri N имеет провал в районе 12 астрономических единиц, что указывает на наличие планеты, масса которой сопоставима с массой Сатурна, внутри этого провала.

Потерянная туманность Струва

Считается, что туманность NGC 1554 (Ced 32a) связана с переменной звездой типа T Тельца. В 1860-х годах туманность Хинда почти полностью исчезла из поля зрения большинства астрономов на Земле, включая самого Хинда, но Отто Вильгельм фон Струве, располагавший третьим по мощности телескопом в мире на тот момент, все еще мог её видеть. В 1868 году Струве перестал видеть туманность Хинда, но обнаружил новый участок свечения примерно в четыре угловые минуты к западу, который он считал отличным от туманности Хинда. Из-за отсутствия интереса к туманностям он не стал должным образом сообщать об этом открытии, а вместо этого в частном порядке написал д'Арресту, который и опубликовал результаты. В течение последующих 10–20 лет туманность Струве исчезла из поля зрения, а туманность Хинда вновь стала видна большинству астрономов одновременно. Вероятно, Струве действительно наблюдал нечто реальное, особенно учитывая подтверждение д'Арреста, но по состоянию на 2022 год единого объяснения этому явлению не существует.