Uma estrela recém-nascida normalmente passa por quatro estágios da adolescência. Ela começa a vida como uma proto-estrela ainda envolta na sua nuvem molecular natal, acrescentando novo material e desenvolvendo um disco proto-planetário. Lentamente, ventos estelares e radiação sopram a concha circundante de gás e poeira, e a terceira fase, quando o envelope circundante for criado, é chamada a fase T-Tauri.
Estrelas T-Tauri (O nome vem da a primeira estrela deste tipo que foi identificada) tem menos de cerca de dez milhões de anos, e são candidatos promissores para estudar o início da vida de estrelas e planetas. Elas estavam entre as primeiros jovens estrelas a serem identificadas pois os estágios anteriores, ainda incorporados em suas nuvens de nascimento, foram bloqueados a partir de observações ópticas pela poeira. Na quarta etapa, a acreção do disco pára e radiação da fonte vem de fotosfera da estrela. T-Tauri produz raios-X forte, principalmente pelo que se pensa ser a atividade coronal muito parecida com a atividade coronal em nosso próprio Sol, embora em alguns casos um componente pode estar vindo do material quente no disco de poeira.
As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis, de tipo espectral F, G, K e M e com uma massa inferior a duas massas solares. As suas temperaturas superficiais são similares à das estrelas da sequência principal de massa parecida, mas a sua luminosidade é significativamente mais alta dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais são provavelmente demasiado baixas para iniciar reações termonucleares. Em seu lugar, a sua fonte de energia é baseada na libertação de energia gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal, podendo tardar em alcançar este estado entre 10 e 100 milhões de anos. As estrelas T Tauri têm curtos períodos de rotação (por volta de doze dias comparado com um mês para o Sol) e são muito ativas e variáveis.
Mostram emissões intensas e variáveis de raios X e de ondas de rádio, e muitas apresentam ventos solares muito fortes. Os seus espectros apresentam maior abundância de lítio que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K.
Medidas de disco circunstelar T-Tauri fornecem testes importantes para as teorias de formação de planetas e migração. Os resultados no infravermelho próximo, por exemplo, provam que os grãos de poeira estão em temperatura mais quentes, e podem revelar a presença de lacunas no disco (talvez afastadas pelo planetas maciços), quando um anel de poeira quente em torno da estrela não for detectado. Os astrônomos, durante as últimas décadas, têm sido capazes de usar telescópios espaciais infravermelhos como o Spitzer para sondar discos T-Tauri, mas ainda há muitos quebra-cabeças, em particular sobre os mecanismos responsáveis pela acreção, a dissipação subsequente de material e as idades evolucionárias quando ocorrem esses processos.
O astrônomo Philip Cargile é um membro de uma equipe de sete cientistas que estudam a evolução dessas estrelas e seus discos. Eles levaram observações ópticas detalhadas (incluindo espectros) de uma amostra de raios-X de vinte e cinco estrelas T-Tauri em duas próximas formações de nuvens de estrelas para derivar suas idades e massas estelares. Eles acreditam que a maior parte das fontes em uma nuvem estão entre cerca de cinco e seis milhões anos de idade; um par possui vinte e cinco milhões de anos e agora pode ser excluído da classe T-Tauri. Na outra nuvem, a maior parte das fontes têm menos de cerca de dez milhões de anos. Os resultados concordam bem com os modelos teóricos e outras observações. Talvez, os resultados ajudem a identificar as verdadeiras estrelas T-Tauri com discos que seriam adequados para imagiologia com uma nova geração de grandes telescópios.
Mais informações: “Os parâmetros estelares fundamentais para selecionadas Estrelas T-Tauri nas Regiões de Formação de Estrelas Chamaeleon e Rho Ophiuchus”, DJ James, AN Aarnio, AJW Richert, PA Cargile, NC Santos, CHF Melo, e J. Bouvier, MNRAS 459 , 1363. arxiv.org/abs/1603.00820