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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[[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}Be</math>
* <math>{}^{7}Be + e^-\ \rightarrow\ {}^{7}Li</math> + ν
* <math>p^+ + {}^{7}Li\ \rightarrow\ {}^{8}Be</math> (unstable)
* <math>{}^{8}Be\ \rightarrow\ {}^{4}He + {}^{4}He + \mbox{energy}</math>

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。

[[File:M42proplyds.jpg|left|thumb|250px|在[[獵戶座大星雲]]的[[原行星盤]]。]]
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[[氢|氫]]已經在燃燒中，因此已經是一顆[[主序星]]了。

== 參考資料 ==
*[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] {{Webarchive|url=https://archive.today/20120711150858/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0309284 |date=2012-07-11 }}, David Barrado y Navascues, 2003

{{恆星}}

{{Authority control}}
[[Category:恆星類型]]
[[Category:金牛T星|*]]
[[Category:恆星形成]]
[[Category:獵戶型變星]]