金牛T星：修订间差异

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金牛T星（T Tauri star, TTS）是變星的一種，他的命名是依據被發現的原型－金牛座T星（T Tauri）而來的。他們都在鄰近分子雲的地方被發現，例如NGC 1555，並且由光學上的觀測確認是一顆有著強烈的色球譜線的變星。

特徵

金牛T星是前主序帶－在F、G、K、M光譜類型－能見到的最年輕恆星（質量小於2太陽質量），表面溫度非常接近質量相同的同類型主序星，但是因為半徑較大而顯得較為明亮，它們的中心溫度仍太低，以至於還不足以引發氫融合。取而代之的是以收縮產生的重力能量朝向主序帶移動，而大約在一億年後可以成為主序星。它們典型的自轉週期在1至12天之間，與太陽一個月的自轉週期比較，顯得是非常活躍和多變的。

有證據顯示有巨大的星斑覆蓋在表面，並且有強烈和易變的X射線和電波輻射（強度約為太陽的1,000倍），許多還都有強烈的恆星風。造成光度變化的另一個原因是環繞在金牛T星周圍的團塊（原行星和微行星）。

它們的光譜顯示有比太陽和其他主序星更高的鋰豐度，而鋰在2,500,000K的溫度上就會被毀壞。從對53顆金牛T星的研究，發現鋰的損耗與大小有強烈的關係，認為鋰燃燒是由PP鏈完成的，當在前主序帶的最後階段會有強烈的對流和不穩定階段，之後的林收縮可能是金牛T星主要的能量來源之一。快速的自轉有助於將鋰混合和輸送至更深處，而在哪兒造成毀壞。因為角動量的守恆，金牛T星通常隨著年齡，經由收縮而加快自轉速度。這導致鋰的損耗也隨著年齡增長而增加，鋰的燃燒也會使溫度和質量上升，持續的時間大約是一億年上下（100,000,000年）。

在P-P鏈中鋰的燃燒如下式：

$p^{+}+{}^{6}Li\ \rightarrow \ {}^{7}Be$
${}^{7}Be+e^{-}\ \rightarrow \ {}^{7}Li$ + ν
$p^{+}+{}^{7}Li\ \rightarrow \ {}^{8}Be$ (unstable)
${}^{8}Be\ \rightarrow \ {}^{4}He+{}^{4}He+{\mbox{energy}}$

這種反應在質量低於60個木星質量時不會發生。這樣，鋰的消耗程度就可以用來計算恆星的年齡。

粗估大約有一半的金牛T星有星周盤，在這種情況下稱為原行星盤，因為它們大概就是像太陽系的行星系統的祖先，而估計經過一千萬（10⁷）年拱星盤就會消散。許多的金牛T星都是聯星，在他們生命的不同階段中，它們都可以稱為初期恆星體（ Young Stellar Objects，YSOs）。有活躍的磁場和強烈恆星風的金牛T星被認為會有阿爾文波，意味著角動量能從恆星傳送到原行星盤。一個為我們的太陽系被假設的金牛T星階段是角動量由收縮中的太陽轉移到原行星盤，如此最後才能產生行星。

在大質量（2至8太陽質量）－A和B光譜類型－範圍內類似金牛T星的主序前星稱為赫比格Ae/Be星。質量更重的主序前星，因為發展的太快速了，還沒有被觀測到：當它們能被看見時（這是指拱星盤周圍的氣體和雲氣消散），核心的氫已經在燃燒中，因此已經是一顆主序星了。

參考資料

Discussion of V471 Tauri observations and general T-Tauri properties
An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy Archive.is的存檔，存档日期2012-07-11, David Barrado y Navascues, 2003

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 [[File:TTauriStarDrawing.jpg|thumb|right|金牛T星與拱星吸積盤的圖]]
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+'''金牛T星'''（'''T Tauri star, TTS'''）是變星的一種，他的命名是依據被發現的原型－[[金牛座T]]星（{{lang|en|T Tauri}}）而來的。他們都在鄰近[[分子雲]]的地方被發現，例如[[NGC 1555]]，並且由光學上的觀測確認是一顆有著強烈的[[色球|色球譜線]]的[[變星]]。
 == 特徵 ==
-金牛T星是[[主序前星|前主序帶]]－在F、G、K、M[[光譜類型]]－能見到的最年輕恆星（質量小於2[[太陽|太陽質量]]），表面溫度非常接近質量相同的同類型[[主序星]]，但是因為半徑較大而顯得較為明亮，它們的中心溫度仍太低，以至於還不足以引發[[質子-質子鏈反應|氫熔合]]。取而代之的是以收縮產生的重力能量朝向[[主序帶]]移動，而大約在一億年後可以成為主序星。它們典型的自轉週期在1至12天之間，與太陽一個月的自轉週期比較，顯得是非常活躍和多變的。
+金牛T星是[[主序前星|前主序帶]]－在F、G、K、M[[光譜類型]]－能見到的最年輕恆星（質量小於2[[太陽|太陽質量]]），表面溫度非常接近質量相同的同類型[[主序星]]，但是因為半徑較大而顯得較為明亮，它們的中心溫度仍太低，以至於還不足以引發[[質子-質子鏈反應|氫融合]]。取而代之的是以收縮產生的重力能量朝向[[主序帶]]移動，而大約在一億年後可以成為主序星。它們典型的自轉週期在1至12天之間，與太陽一個月的自轉週期比較，顯得是非常活躍和多變的。
-{{Star Formation}}
 有證據顯示有巨大的[[星斑]]覆蓋在表面，並且有強烈和易變的[[X射線]]和[[電波]]輻射（強度約為太陽的1,000倍），許多還都有強烈的[[恆星風]]。造成光度變化的另一個原因是環繞在金牛T星周圍的團塊（[[原行星]]和[[微行星]]）。
-它們的光譜顯示有比太陽和其他主序星更高的[[鋰]]豐度，而鋰在2,500,000K的溫度上就會被毀壞。從對53顆金牛T星的研究，發現鋰的損耗與大小有強烈的關係，認為[[鋰燃燒]]是由[[質子-質子鏈反應|PP鍊]]完成的，當在[[主序前星|前主序帶]]的最後階段會有強烈的對流和不穩定階段，之後的[[林軌跡|林收縮]]可能是金牛T星主要的能量來源之一。快速的自轉有助於將鋰混合和輸送至更深處，而在哪兒造成毀壞。因為角動量的守恆，金牛T星通常隨著年齡，經由收縮而加快自轉速度。這導致鋰的損耗也隨著年齡增長而增加，鋰的燃燒也會使溫度和質量上升，持續的時間大約是一億年上下（100,000,000年）。
+它們的光譜顯示有比太陽和其他主序星更高的[[鋰]]豐度，而鋰在2,500,000K的溫度上就會被毀壞。從對53顆金牛T星的研究，發現鋰的損耗與大小有強烈的關係，認為[[鋰燃燒]]是由[[質子-質子鏈反應|PP鏈]]完成的，當在[[主序前星|前主序帶]]的最後階段會有強烈的對流和不穩定階段，之後的[[林軌跡|林收縮]]可能是金牛T星主要的能量來源之一。快速的自轉有助於將鋰混合和輸送至更深處，而在哪兒造成毀壞。因為[[角动量守恒定律|角動量的守恆]]，金牛T星通常隨著年齡，經由收縮而加快自轉速度。這導致鋰的損耗也隨著年齡增長而增加，鋰的燃燒也會使溫度和質量上升，持續的時間大約是一億年上下（100,000,000年）。
 在P-P鏈中鋰的燃燒如下式：
-* <math>p^+ + {}^{6}Li\ \rightarrow\ {}^{7}Li</math>
+* <math>p^+ + {}^{6}Li\ \rightarrow\ {}^{7}Be</math>
-* <math>p^+ + {}^{7}Li\ \rightarrow\ {}^{8}Be</math> (unstable)
+* <math>{}^{7}Be + e^-\ \rightarrow\ {}^{7}Li</math> + ν
+* <math>p^+ + {}^{7}Li\ \rightarrow\ {}^{8}Be</math> (unstable)
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 粗估大約有一半的金牛T星有[[星周盤]]，在這種情況下稱為[[原行星盤]]，因為它們大概就是像太陽系的[[行星系統]]的祖先，而估計經過一千萬（10<sup>7</sup>）年拱星盤就會消散。許多的金牛T星都是聯星，在他們生命的不同階段中，它們都可以稱為[[初期恆星體]]（{{lang|en| Young Stellar Objects}}，YSOs）。有活躍的[[磁場]]和強烈[[恆星風]]的金牛T星被認為會有[[阿爾文波]]，意味著[[角動量]]能從恆星傳送到[[原行星盤]]。一個為我們的[[太陽系]]被假設的金牛T星階段是[[角動量]]由收縮中的[[太陽]]轉移到原行星盤，如此最後才能產生行星。
-在大質量（2至8太陽質量）－A和B[[光譜類型]]－範圍內類似金牛T星的[[主序前星]]稱為[[赫比格Ae/Be星]]。質量更重的[[主序前星]]，因為發展的太快速了，還沒有被觀測到：當它們能被看見時（這是指拱星盤周圍的氣體和雲氣消散），核心的氫已經在燃燒中，因此已經是一顆[[主序星]]了。
+在大質量（2至8太陽質量）－A和B[[光譜類型]]－範圍內類似金牛T星的[[主序前星]]稱為[[赫比格Ae/Be星]]。質量更重的[[主序前星]]，因為發展的太快速了，還沒有被觀測到：當它們能被看見時（這是指拱星盤周圍的氣體和雲氣消散），核心的[[氢|氫]]已經在燃燒中，因此已經是一顆[[主序星]]了。
 == 參考資料 ==
-*[http://universe.gsfc.nasa.gov/seminars/presentations/walter/toc.html Discussion of V471 Tauri observations and general T-Tauri properties]]
+*[https://web.archive.org/web/20110524172358/http://universe.gsfc.nasa.gov/seminars/presentations/walter/toc.html Discussion of V471 Tauri observations and general T-Tauri properties]
-* [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0309284 An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy], David Barrado y Navascues, 2003
+* [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0309284 An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy] {{Webarchive|url=https://archive.today/20120711150858/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0309284 |date=2012-07-11 }}, David Barrado y Navascues, 2003
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查论编恒星
演化	恆星形成主序前星主序星水平分支 (紅群聚) 紅巨星分支漸近巨星分支藍迴圈上翻不穩定帶 PG 1159星蒭藁變星行星状星云原行星雲亮紅新星高光度藍變星沃爾夫-拉葉星假超新星超新星極超新星赫羅圖双色图
原恆星	分子雲电离氢区包克雲球初期恆星體赫比格-哈羅天體林忠四郎軌跡林忠四郎極限亨耶跡獵戶型變星金牛T星獵戶FU型變星赫比格Ae/Be星
光度分类	次矮星主序星藍橙紅棕黃次巨星巨星紅蓝亮巨星超巨星藍紅黃特超巨星黃藍掉隊星
光谱分类	O B A F G K M Be OB B型次矮星晚期型星特殊恆星金屬線星 Ap和Bp星快速振盪Ap星鋇星碳星 CN星 CH星極端氦星牧夫λ 鉛星汞錳星 S型星殼層星鍀星
残骸	白矮星氦行星黑矮星中子星脉冲星 X射线磁星恆星黑洞致密星 X射线联星 X射線爆發源
纯理论恒星	藍矮星綠色星黑矮星奇特星先子星普朗克恒星（英语：Planck star）夸克星暗物质星 Q星冰冻恒星（法语：Étoile congelée）类星索恩-祖特闊夫天體鐵星
核合成	氦核作用 3氦過程質子—質子鏈反應氦閃碳氮氧循環鋰燃燒碳燃烧氖燃烧氧燃烧硅燃烧 s過程 r過程核融合體新星新星遗迹
结构	核心对流层微湍流（英语：Microturbulence）大气层輻射層光球层色球层星斑冕星风星風泡星震學爱丁顿光度开尔文-亥姆霍兹机制
特徵	命名动力学有效溫度运动学磁场视星等絕對星等质量金屬量自转 UBV色變星
恆星系統	雙星密接聯星共有包層聚星吸积盘行星系太阳系
地球视角	北极星拱極星星等消光双色图视向速度自行视差测光标准星
恒星列表	普通星名表（英语：List of proper names of stars）阿拉伯星名表（英语：List of Arabic star names）中西星名對照表星座恒星巨大质量恒星最小质量恒星巨大恒星恒星光度恒星亮度临近恒星棕矮星行星状星云超新星超新星候选变星以人名命名的恆星恆星天文學年表
相关条目	亚恒星棕矮星次棕矮星恆行星後漸近巨星支星星团疏散星团球狀星團星系銀河年超星系團日震學客星星座星群引力星系際恆星紅外暗雲
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