T Tauri star

Bien que T Tauri ait été découverte en 1852, la classe d'étoiles T Tauri a été initialement définie par Alfred Harrison Joy en 1945.

Les étoiles T Tauri regroupent les plus jeunes étoiles visibles de type spectral F, G, K et M ₍ < 2

On observe de vastes zones couvertes de taches stellaires , qui présentent des émissions de rayons X et radio intenses et variables (environ 1000 fois supérieures à celles du Soleil). Nombre d'entre elles possèdent des vents stellaires extrêmement puissants ; certaines éjectent du gaz sous forme de jets bipolaires à grande vitesse . Les amas ( protoplanètes et planétésimaux ) présents dans le disque entourant les étoiles T Tauri constituent une autre source de variabilité de luminosité .

Leurs spectres présentent une abondance de lithium supérieure à celle du Soleil et des autres étoiles de la séquence principale, car le lithium est détruit à des températures supérieures à 2 500 000 K. Une étude de l'abondance de lithium dans 53 étoiles T Tauri a révélé que la perte de lithium varie fortement avec la taille, suggérant que la « combustion du lithium » par la chaîne pp lors des dernières phases hautement convectives et instables de la phase pré-séquence principale de la contraction de Hayashi pourrait être l'une des principales sources d'énergie des étoiles T Tauri. Une rotation rapide tend à améliorer le mélange et à accroître le transport du lithium vers les couches plus profondes où il est détruit. Les étoiles T Tauri augmentent généralement leur vitesse de rotation en vieillissant, par contraction et accélération de rotation, car elles conservent leur moment cinétique. Ceci entraîne une augmentation du taux de perte de lithium avec l'âge. La combustion du lithium s'intensifie également avec l'augmentation de la température et de la masse, et dure au maximum un peu plus de 100 millions d'années.

La chaîne pp pour la combustion du lithium est la suivante

	+	Li	→	Être
Être	+		→	Li	+ e
	+	Li	→	Être		(instable)
		Être	→	2	+ énergie

Ce phénomène ne se produira pas dans les étoiles dont la masse est inférieure à soixante fois celle de Jupiter (

Il existe plusieurs types de TTS :

• Étoile T Tauri classique ( CTTS )
• Étoile T Tauri à ligne faible ( WTTS )
  • Étoile T Tauri nue ( NTTS ), qui est un sous-ensemble de WTTS.

Environ la moitié des étoiles T Tauri possèdent des disques circumstellaires , appelés disques protoplanétaires car ils sont probablement à l'origine de systèmes planétaires comme le Système solaire. On estime que ces disques circumstellaires se dissipent sur des échelles de temps allant jusqu'à 10 millions d'années. La plupart des étoiles T Tauri font partie de systèmes binaires . À différents stades de leur vie, elles sont qualifiées de jeunes objets stellaires (YSO). On pense que les champs magnétiques actifs et le puissant vent solaire d' ondes d'Alfvén des étoiles T Tauri constituent un moyen de transfert du moment cinétique de l'étoile vers le disque protoplanétaire. Le stade T Tauri pour le Système solaire représenterait un moyen par lequel le moment cinétique du Soleil en contraction aurait été transféré au disque protoplanétaire, puis, par la suite, aux planètes .

Les analogues des étoiles T Tauri de masse plus élevée (2 à 8 masses solaires ) — les étoiles de type spectral A et B en pré-séquence principale — sont appelées étoiles de type Herbig Ae/Be . Les étoiles plus massives (> 8 masses solaires) en pré-séquence principale ne sont pas observées, car elles évoluent très rapidement : lorsqu’elles deviennent visibles (c’est-à-dire lorsqu’elles se dispersent dans le nuage de gaz et de poussière circumstellaire qui les entoure), l’hydrogène en leur centre est déjà en combustion et elles font partie de la séquence principale .

Parmi les planètes orbitant autour des étoiles T Tauri, on trouve :

• 1RXS J160929.1−210524b autour d'une étoile de type K
• PDS 70b autour d'une étoile de type K