金牛座t變星
一種不規則變星﹐光譜型為g～m型﹐典型星是金牛座t﹐是喬伊於1945年首先發現的。金牛座t型變星和彌漫星雲密切成協﹐並成集團出現﹐常構成t星協主要成員。有人估計在太陽周圍一千秒差距內約有12﹐000個金牛座t型變星﹐整個銀河係內的總數達100萬個。這類變星都具有非周期的不規則光變﹐或快速的光變迭加在長期的緩慢光變上。最大變幅為5個星等﹐一般為1～2個星等。近年來還發現在紅外波段上也有光變。它們的光譜都是在一晚型光球上迭加一係列發射綫。最強的發射綫是巴耳末綫和電離鈣caⅡ的h和k綫。經常出現電離鐵feⅡ﹑電離鈦tiⅡ﹑中性鐵feⅠ及中性鈣caⅠ等發射綫和低激發金屬原子譜綫。在藍紫區都有一重疊的連續發射光譜區。在個別情況下﹐這一連續發射特別強烈﹐致使光球吸收光譜全被淹沒﹐在一些亮的金牛座t型星的高色散光譜中﹐大多數吸收譜綫都被加寬。說明它們有較大的自轉速度。有不少金牛座t型星具有天鵝座p型星光磚o也就是說﹐在強發射綫輪廓偏短波一端出現吸收綫﹐這說明它們嚮外拋射物質。質量損失率估計為每年10～10太陽質量。少數金牛座t型星有反天鵝座p型星光譜﹐說明有物質嚮內陷落的現象。某些金牛座t型星中有高達 12％的偏振。金牛座t型星的鋰豐度比太陽大氣高出約2個數量級﹐並且有紅外色餘。現已測得金牛座t星的射電輻射。目前話閎銜金牛座t型星是一種正處在引力收縮階段的主星序前恆星。
金牛座t型變星
最先，美國天文學家喬伊(joy)在1945年將11顆混雜在星雲中具有發射譜綫的變星被稱為「金牛座t型變星」，到1962年已經發現了126顆比14.5星等亮的金牛座t型變星。這些變星通常籠罩在彌漫星雲中，表面溫度較低，大都為晚期光譜型。除少數外，光度變化不規則，光變規則從十分之幾星等到幾星等，常伴隨著hα發射譜綫，也常有鈣離子的h譜綫與k譜綫。由光譜分析，顯示金牛座t型變星有物質流出的現象，噴發的速度由每秒225公裏至425公裏不等，而且隨時間變化。
在h-r圖中，金牛座t型變星分佈在主序帶的右上側，位於hayashi軌跡上，顯示它們是非常年青的恆星，為進入主序星之前的晚期光譜型恆星，屬於前主序星(pre-main-sequence stars)。
藉光譜中發射譜綫的強弱，又分為強金牛座t型變星與弱金牛座t型變星兩類，前者比後者活躍。典型的金牛座t型變星發出很強的恆星風，被認為是物質由周圍盤面嚮中央吸積所致，這些物質是恆星形成過程中流下的殘餘物；相對的，弱金牛座t型變星就缺乏強烈的恆星風與吸積盤，可能是強金牛座t型變星演化的後期階段，周遭環星盤擴散後的結果。
原則上，混雜許多年輕恆星的彌漫星雲中，是最適合進行金牛座t型變星觀測。但是實際上，這些恆星形成區都距離太陽很遠，遠在150秒差距(pc)以外，因此很難觀測光度的細微變化。金牛座t型變星的光度呈現某種特性的變化，其中有許多為周期性的光度變化。這些周期性的光度變化被認為是恆星表面具有星斑隨着自轉的結果，這些星斑可以是冷的(像太陽黑子)，也可以是熱的(像太陽色球中的譜斑)。以太陽與其他活躍恆星(例如rs cvn型與by dra型)作為類比，分析金牛座t型變星光度麯綫的型態、振幅與周期，可以估算出低溫斑點所在的緯度、大小與形狀，以及它們如何隨時間改變。以金牛座v410星(v410 tau)為例，以六年五次的光度觀測數據，導出自轉周期為1.8710天，而且其光度變化的外貌與振幅，符合模型所預期的星斑大小、溫度與分佈的變化。由周主序星之前期的恆星自轉周期是一個重要的參數，而且衹能由光度觀測推得，因此有必要對金牛座t型變星進行長期的光度觀測。
有係統性的研究金牛座t型變星的自轉，約有一百多顆金牛座t型變星的自轉速度被測量過。由於自轉速度小周每秒20公裏，反映出大多數的金牛座t型變星質量小周1.25個太陽質量。在主序星之前的恆星中，觀測結果顯示自轉速度隨質量增加而加大，這可能是恆星形成過程的結果。 |
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