おうし座T型星

星形成
星間物質 分子雲 ボック・グロビュール 暗黒星雲 若い星状天体 原始星 おうし座T型星 ハービッグAe/Be型星 星雲説
星形成中の天体
ハービッグ・ハロー天体
理論上のコンセプト
初期質量関数 ジーンズ不安定性 ケルビン・ヘルムホルツ機構 ボナー＝エバート質量
表 話 編 歴

HR図

スペクトル型

YSO

T Tauri型星

Herbig Ae/Be型星

褐色矮星

準褐色矮星

白色
矮星

赤
色
矮
星

準矮星

B

主系列星

O

B

A

F

G

K

準巨星

巨星

バリウム星

赤色
巨星

青色
巨星

輝巨星

超巨星

赤色
超巨星

LBV

WR型星

極超巨星

絶
対
等
級

おうし座T型星（おうしざテ（ィ）ーがたせい、英: T Tauri star、TTS）は、爆発型変光星の一種である。

概説

このグループに属する星として初めて同定されたおうし座のT星にちなんでその名が付けられている。おうし座T型星は分子雲の近傍に存在し、可視光で変光が見られることやスペクトルに彩層からの輝線が存在することで原始星と識別される。おうし座T型星はただ物理的性質として変光しているだけでなく、恒星の進化や惑星の形成にも関与している。そのため、惑星科学者はこのタイプの天体をTタウリ型星と呼んでいる。

おうし座T型星は主系列星の前段階にある星で、F,G,K,M 型のスペクトル型を持つ観測可能な恒星の中で最も若い。質量は2太陽質量以下である。おうし座T型星の表面温度は同じ質量を持つ主系列星の温度とほぼ同じだが、おうし座T型星は半径が大きいため、同質量の主系列星よりも明るい。中心温度は非常に低く水素燃焼は起こらない。代わりにおうし座T型星では星本体が自己重力で収縮する際に放出されるエネルギーで輝いている。このような収縮が約1億年続いた後、おうし座T型星は主系列星になる。典型的なおうし座T型星は1日から12日という早い周期で自転しており、非常に活動的で不規則に変光する。

おうし座T型星の表面には面積の大きな黒点が存在することが示唆されており、これが変光の一要因であると考えられている。また強度が強くかつ変動するX線や電波も放射している（その強度は太陽の約1000倍に達する）。おうし座T型星の多くは極めて強力な恒星風を放出している。さらに別の変光の原因として、おうし座T型星はガス円盤に囲まれているものが多く、この円盤に含まれる物質の塊（原始惑星や微惑星）が星の光を遮ることでも変光が起きると考えられている。

おうし座T型星のスペクトルを観測すると、太陽や他の主系列星に比べて多量のリチウムが存在していることが分かる。リチウムは約250万K以上の温度では核融合反応によって失われるため、主系列星にはほとんど含まれない。1990年代に50個以上のおうし座T型星のリチウム存在量を観測した研究によると、おうし座T型星に含まれるリチウムの消費量は星の大きさに強く依存しており、このことから、林トラックと呼ばれる主系列前段階後期の対流が非常に強く不安定な時期に、中心部で陽子-陽子連鎖反応と同様の「リチウム燃焼」と言うべき核融合反応が起こり、これが重力収縮と並んでおうし座T型星の主なエネルギー源の一つとなっていることが示唆されている^[1]。おうし座T型星の速い自転は内部の物質の混合を促進し、リチウムが核融合で消費される恒星中心部へのリチウムの輸送量を増やすことになる。一般にこの段階の星は角運動量保存則によって、年齢が経って収縮が進むほど自転速度は速くなる。このため、年齢が進んだ星ほどリチウムの消費率は大きくなる。またリチウム燃焼は温度が高いほど、また星の質量が大きいほど反応速度が上がり、最大で1億年を少し越える程度の期間持続すると見積もられている。

リチウム燃焼は以下の過程で起こる。

• ${\displaystyle p^{+}+{}^{6}\mathrm {Li} \ \rightarrow \ {}^{7}\mathrm {Be} }$ （不安定）
• ${\displaystyle {}^{7}\mathrm {Be} \ \rightarrow \ {}^{7}\mathrm {Li} }$
• ${\displaystyle p^{+}+{}^{7}\mathrm {Li} \ \rightarrow \ {}^{8}\mathrm {Be} }$ （不安定）
• ${\displaystyle {}^{8}\mathrm {Be} \ \rightarrow \ {}^{4}\mathrm {He} +{}^{4}\mathrm {He} +{\mbox{energy}}}$

この反応は質量が木星の60倍（0.057太陽質量）より小さい星では起こらない。このようにして、リチウムの消費率をおうし座T型星の年齢の計算に用いることができる。

おうし座T型星の約半数は、星周円盤 (circumstellar disk) を持っており、この段階の星の場合にはこの円盤が太陽系と同様の惑星系の元となると考えられているため、特に原始惑星系円盤と呼ばれる。星周円盤はおよそ10⁷年という時間尺度で散逸すると見積もられている。また、おうし座T型星の多くは連星系である。

おうし座T型星の活動的な磁場や強い恒星風は、中心星から原始惑星系円盤へ角運動量が運ばれる手段の一つであると考えられている。我々の太陽系の形成初期にあったと考えられるおうし座T型星段階でも、収縮しつつある太陽の角運動量がこのような過程によって原始惑星系円盤へと輸送され、やがて惑星となったと推定される。

より質量の大きな星（2 - 8太陽質量）がおうし座T型星と同様の進化段階にある、A,B型のスペクトルを持つ主系列前段階の星をハービッグAe/Be型星 (Herbig Ae/Be star) と呼ぶ。さらに質量の大きい（8太陽質量以上の）主系列前段階の星は観測されていない。このような大質量星は非常に早く進化するためである。このような大質量星が（周囲を取り巻くガスや塵の雲を失って）観測可能になる頃には、中心部の水素は既に核融合を起こして主系列星となっている。

参考文献

1. ^ Martin, E.L., et al., A&A, 282, no.2, 503-517, 1994

• Discussion of V471 Tauri observations and general T-Tauri properties

関連項目

• 原始星

表 話 編 歴 変光星
爆発型変光星	原始星・前主系列星 オリオン変光星 FU（オリオン座FU型星） IN INA（ハービッグAe/Be型星） INB INT（おうし座T型星） 巨星 超巨星 SDOR（かじき座S型星） RCB(かんむり座R型) DYPer(ペルセウス座DY型（英語版）) 黄色極超巨星 爆発連星 RS（りょうけん座RS型変光星） FSCMa（おおいぬ座FS型（英語版）） DPS（二重周期変光星（英語版）） その他 BE(Be星) LERI(エリダヌス座ラムダ型（英語版）) GCAS（カシオペヤ座γ型） I（不規則） UV（閃光星） WR（ウォルフ・ライエ星）
脈動変光星	CEP（ケフェイド変光星) ケフェイド状変光星 DCEP(古典的セファイド) (DSCT(たて座δ型)) CW(II型セファイド) CWA(おとめ座W型変光星) CWB(ヘルクレス座BL型（英語版）) (RV（おうし座RV型）) SXPHE（ほうおう座SX型） RR（こと座RR型） roAp（高速振動Ap星） BLBOO（うしかい座BL型） RPHS（うみへび座V361型） 青-白 早期スペクトル ACYG（はくちょう座α型） BCEP（ケフェウス座β型） PVTEL（ぼうえんきょう座PV型） SPB（低速脈動B型星（英語版）） BLAP（青色大振幅脈動星（英語版）） 長周期 M（ミラ型） SR（半規則型） L（長周期で不規則） その他 GDOR（かじき座γ型） ZZ（くじら座ZZ型（脈動白色矮星））
回転変光星	非球体 ELL（楕円体状） 恒星黒点 BY（りゅう座BY型） FKCOM（かみのけ座FK型） 恒星磁場 ACV（りょうけん座α2型） PSR（パルサー） SXARI（おひつじ座SX型） その他 R（反射型）
激変星	N（新星） SN（超新星） 極超新星 UG（矮新星） ZAND（アンドロメダ座Z型） IBWD（りょうけん座AM型） V838MON（いっかくじゅう座V838型） ろくぶんぎ座SW型（英語版）
食変光星	EA（アルゴル型） EB（こと座β型（英語版）） EP（惑星通過） EW（おおぐま座W型）
X線変光星	AM(ヘルクレス座AM型) DQ(ヘルクレス座DQ型（英語版）)
主な変光星	ベテルギウス アンタレス ミラ アルゴル
観測	AAVSO アマチュア天文学 測光
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