Stjärnorna
|
Ungefär var tredje T Tauri stjärna har ett överskott av infraröd strålning relativt strålningen vid synliga våglängder. Detta överskott går till att hålla halon med tunn materia varm. Magnetiska fält i molnets inre utgör motstånd för kollapsen men övervinns till slut av gravitationen. Materian börjar att falla fritt mot molnets gravitationella centrum. Temperatur och tryck ökar med strålning som resultat. Rotationen hos molnet, som utsprungligen är obetydlig, leder p g a minskad rotationsaxel till allt snabbare rotation. Materialet har för stort rotationsmoment för att falla direkt in på den bildande protostjärnan utan roterar runt den. Infallande materia från norra och södra hemisfären faller ner på ansamlingsskivan och berikar den med materia. Ansamlingsskivan får den största delen av rotationsmomentet. Rotationsmomentet måste nu omfördelas utåt vilket gör att den inre delen av disken sammanfaller med protostjärnan medan de yttre delarna hamnar på stort avstånd. Troligtvis görs detta genom gravitationell instabilitet när ansamlingsskivan får mer än en tredjedel av protostjärnan. Möjligtvis gör protostjärnan flera utflykter i denna gravitationella instabilitet för att omfördela massan. Det har observerats hur T Tauristjärnor permanent har ändrat ljusstyrka. T ex ändrade FU Orionis ljusstyrka på ett år från 16:e till 10:e magnitud för 60 år sedan och är fortfarande den samma. Starka stjärnvindar kommer igång som blåser bort stora delar av materien runt stjärnan. Stjärnan förblir i T Tauri-stadiet i ca 10 miljoner innan kärntemperaturen blir tillräckligt hög för att påbörja fusion av väte.
T-Tauri stjärnorÄr ungefär lika ljusstarka som Solen fast är en nyfödd stjärna som ännu inte har inträtt på huvudserien. |
