金牛座T型变星（金牛座的明星）
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金牛座有哪几颗星组成？
金牛座主要包含毕宿、昴宿两宿,以及天关、天廪两个星官。
金牛座是在冬天夜晚出现于天上南侧的星座。金牛座的符号,象征牛的头部,其守护星为金星，守护神为爱与美的女 神-维纳斯。在猎户座西北方不远的天区，有一颗非常亮的0.86m星(在全天亮星中排第十三位)，它就是金牛座α星，我国古代称它为毕宿五。
金牛座也是著名的黄道十二星座之一，而毕宿五就位于黄道附近，它和同样处在黄道附近的狮子座的轩辕十四、天蝎座的心宿二、南鱼座的北落师门等四颗亮星，在天球上各相差大约90°，正好每个季节一颗，它们被合称为黄道带的“四大天王”。
一种不规则变星，光谱型为G～M型，典型星是金牛座T，是乔伊于1945年首先发现的。金牛座T型变星和弥漫星云密切成协，并成集团出现，常构成T星协主要成员。有人估计在太阳周围一千秒差距内约有12，000个金牛座T型变星，整个银河系内的总数达100万个。这类变星都具有非周期的不规则光变，或快速的光变迭加在长期的缓慢光变上。最大变幅为5个星等﹐一般为1～2个星等。近年来还发现在红外波段上也有光变。它们的光谱都是在一晚型光球上迭加一系列发射线。最强的发射线是巴耳末线和电离钙CaⅡ的H和K线。经常出现电离铁FeⅡ﹑电离钛TiⅡ﹑中性铁FeⅠ及中性钙CaⅠ等发射线和低激发金属原子谱线。在蓝紫区都有一重叠的连续发射光谱区。在个别情况下﹐这一连续发射特别强烈﹐致使光球吸收光谱全被淹没，在一些亮的金牛座T型星的高色散光谱中，大多数吸收谱线都被加宽。说明它们有较大的自转速度。有不少金牛座T型星具有天鹅座P型星光砖o也就是说，在强发射线轮廓偏短波一端出现吸收线，这说明它们向外抛射物质。质量损失率估计为每年10～10太阳质量。少数金牛座T型星有反天鹅座P型星光谱﹐说明有物质向内陷落的现象。某些金牛座T型星中有高达12％的偏振。金牛座T型星的锂丰度比太阳大气高出约2个数量级﹐并且有红外色余。现已测得金牛座T星的射电辐射。目前话闳衔金牛座T型星是一种正处在引力收缩阶段的主星序前恒星。
最先，美国天文学家乔伊(Joy)在1945年将11颗混杂在星云中具有发射谱线的变星被称为「金牛座T型变星」，到1962年已经发现了126颗比14.5星等亮的金牛座T型变星。这些变星通常笼罩在弥漫星云中，表面温度较低，大都为晚期光谱型。除少数外，光度变化不规则，光变规则从十分之几星等到几星等，常伴随著Hα发射谱线，也常有钙离子的H谱线与K谱线。由光谱分析，显示金牛座T型变星有物质流出的现象，喷发的速度由每秒225公里至425公里不等，而且随时间变化。
在H-R图中，金牛座T型变星分布在主序带的右上侧，位于Hayashi轨迹上，显示它们是非常年青的恒星，为进入
金牛座
主序星之前的晚期光谱型恒星，属于前主序星(pre-main-sequencestars)。藉光谱中发射谱线的强弱，又分为强金牛座T型变星与弱金牛座T型变星两类，前者比后者活跃。典型的金牛座T型变星发出很强的恒星风，被认为是物质由周围盘面向中央吸积所致，这些物质是恒星形成过程中流下的残余物；相对的，弱金牛座T型变星就缺乏强烈的恒星风与吸积盘，可能是强金牛座T型变星演化的后期阶段，周遭环星盘扩散后的结果。
原则上，混杂许多年轻恒星的弥漫星云中，是最适合进行金牛座T型变星观测。但是实际上，这些恒星形成区都距离太阳很远，远在150秒差距(pc)以外，因此很难观测光度的细微变化。金牛座T型变星的光度呈现某种特性的变化，其中有许多为周期性的光度变化。这些周期性的光度变化被认为是恒星表面具有星斑随着自转的结果，这些星斑可以是冷的(像太阳黑子)，也可以是热的(像太阳色球中的谱斑)。以太阳与其他活跃恒星(例如RSCVn型与BYDRa型)作为类比，分析金牛座T型变星光度曲线的型态、振幅与周期，可以估算出低温斑点所在的纬度、大小与形状，以及它们如何随时间改变。以金牛座V410星(V410Tau)为例，以六年五次的光度观测数据，导出自转周期为1.8710天，而且其光度变化的外貌与振幅，符合模型所预期的星斑大小、温度与分布的变化。由周主序星之前期的恒星自转周期是一个重要的参数，而且只能由光度观测推得，因此有必要对金牛座T型变星进行长期的光度观测。
有系统性的研究金牛座T型变星的自转，约有一百多颗金牛座T型变星的自转速度被测量过。由于自转速度小周每秒20公里，反映出大多数的金牛座T型变星质量小周1.25个太阳质量。在主序星之前的恒星中，观测结果显示自转速度随质量增加而加大，这可能是恒星形成过程的结果。
变星观测及数据分析的重要意义体现在哪里？
一些变星往往处于激烈自身变动或者特殊的可观测的天体运动状态之中，观察变星可能了解这些内容。
变星(variable star)，狭义上是指亮度有显著起伏变化的恒星。一些恒星在光学波段的物理条件和光学波段以外的电磁辐射有变化，这种恒星现在也称变星，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。
引起恒星亮度变化的原因有几何的原因（如交食、屏遮）和物理的原因（如脉动，爆发）以及两者都兼有（如交食加上两星间的质量交流）。
食变星是一种双星系统，两颗恒星互相绕行的轨道几乎在视线方向，这两颗恒星会交互通过对方，造成双星系统的光度发生周期性的变化。两星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其轨道面差不多同我们的视线方向平行时，就能看到一星被另一星所遮掩（就象日食、月食那样）而发生星光变暗现象，Holland，这种星称为食双星或食变星。最早发现的食双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。PergamonPress，乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。
脉动变星是指由脉动引起亮度变化的恒星。这些变星亮度的变化，可能是由于恒星体内（自身的大气层）一会儿膨胀，一会而收缩，这种周期性的变化而引起的。恒星周期性的膨胀与收缩，必然引起恒星半径周期性的增大与减小，恒星的表面积也周期性的增加与减少，温度和总辐射能量都发生变化，因而光度也周期性的增大与减小，看起来它的亮度也周期性的变亮与变暗。另外，其颜色，光谱型和视向速度，有时还有磁场，也都随之发生变化。 在已发现的变星中，脉动变星占了一半以上，银河系中约有200万个。脉动变星的周期可以相差很大，短的在一小时以下，长至几百天甚而10年以上。星等变化从大于10到小于千分之几都有。根据亮度变化曲线的形状，脉动变星可分为规则的，半规则的和不规则的三种不同的类型。规则的，按亮度变化周期长短分为短周期造父变星（如天琴座RR变星），长周期造父变星（如经典造父变星）；半规则的，亮度变化有一定规律但周期不定，或者平均亮度不变，如金牛座RV变星。脉动变星的密度和绝对光度都与脉动周期有一定的关系，这些为研究恒星的物理本质和宇宙尺度提供了重要的依据。 在周期的脉动变星中，有一颗叫蒭藁增二（鲸鱼座O星）的最著名。这颗星是在1596年，荷兰的法布里修斯观测鲸鱼座时，发现了一颗从未见到过的星，而且亮度较大是颗1等星。可是过了几个月，这颗星逐渐暗淡下来，最后消失不见了。他觉得奇怪，便称其为“怪星”。这颗星最暗时的星等为10等，一般在6等以下的星星，肉眼很难看见。1638年霍耳沃达第一次确认它的亮度变化，它的亮度变化周期介于320—370天之间，平均为332天。这颗星亮度变化很大，从1等星降至10等之内。人们将这类变星称为长周期变星。它们光变周期一般在90—700天之内。
金牛座T型变星是一种不规则变星，光谱型为G～M型﹐典型星是金牛座T，是乔伊于1945年首先发现的。金牛座T型变星和弥漫星云密切成协，并成集团出现，常构成T星协主要成员。有人估计在太阳周围一千秒差距内约有12，000个金牛座T型变星，整个银河系内的总数达100万个。这类变星都具有非周期的不规则光变，或快速的光变迭加在长期的缓慢光变上。最大变幅为5个星等，一般为1～2个星等。近年来还发现在红外波段上也有光变。它们的光谱都是在一晚型光球上迭加一系列发射线。最强的发射线是巴耳末线和电离钙CaⅡ的H和K线。经常出现电离铁FeⅡ﹑电离钛TiⅡ﹑中性铁FeⅠ及中性钙CaⅠ等发射线和低激发金属原子谱线。在蓝紫区都有一重叠的连续发射光谱区。在个别情况下，这一连续发射特别强烈﹐致使光球吸收光谱全被淹没，在一些亮的金牛座T型星的高色散光谱中，大多数吸收谱线都被加宽。说明它们有较大的自转速度。有不少金牛座T型星具有天鹅座P型星光砖o也就是说，在强发射线轮廓偏短波一端出现吸收线﹐这说明它们向外抛射物质。质量损失率估计为每年10～10太阳质量。少数金牛座T型星有反天鹅座P型星光谱，说明有物质向内陷落的现象。某些金牛座T型星中有高达12%的偏振。金牛座T型星的锂丰度比太阳大气高出约2个数量级，并且有红外色余。现已测得金牛座T星的射电辐射。目前话闳衔?o金牛座T型星是一种正处在引力收缩阶段的主星序前恒星。
年轻恒星的性质是什么？
60年前，阿尔弗雷德·乔伊（Alfred Joy）注意到十多颗恒星围绕在天空，它们的亮度在数天的时间内做不规则变化，而且它们都与暗星云或亮星云有着关系。乔伊称这些恒星为金牛T型变星，这是根据这类变星中最亮的成员之一金牛T来命名的。当时人们并不知道这些恒星是年轻恒星。现在，人们知道了金牛T型星是低质量的幼年恒星，最终它们将成熟，成为与太阳类似的恒星。
金牛T型星的光谱显示出与其他老年低质量恒星不同的特征。尤其是，金牛T型星有明亮的发射线，例如氢的Hα线（原子氢在电子迁跃时产生的光线）。事实上，许多金牛T型星都有非常明亮Hα线，以至于在新近产生恒星的区域内，发现这类新成员的主要依据就是这种放射线。在望远镜的光路上，在照相机的前面放上一小块棱镜，利用它将所有恒星的光线分解为小的光谱，带有Hα发射线的恒星立刻就会被认出。人们已经对最近距的恒星形成区实施了寻找Hα发射线的巡天观测，鉴别出了太阳附近的成千上万颗年轻恒星。
恒星年轻的另一个标志是在金牛T型星光谱的红光部分，有一条由元素锂产生的深色的吸收线。这条线有重要的意义，因为锂在核过程中的较低温度时就被摧垮。这样，由于表层不断地被拉入炽热核心，而锂在其中已燃烧殆尽，所以锂在主序星里已不复存在。另一方面，金牛T型星非常年轻，它的核过程还没有开始。因此锂就能存在于它的光谱中，这成了它青年期的标记。寻找锂是确定低质量恒星青年期的常见方法。
金牛T型星的光谱还展现了一种不寻常的情况。与光谱型相同的正常恒星相比，它们的蓝光波段和紫外波段更亮。而在红外波段，金牛T型星也明显亮了许多，这是由于星周盘的发射。这些特点为了解金牛T型星和它们的盘如何演化提供了重要的分析点。由于在研究年轻恒星时，它们在可见光波段由于被过分遮掩，简直难以看到，金牛T型星的这种超量的红外辐射，已经成为一种特别有用的特征。观测恒星的红外波段，有助于鉴别年轻的潜藏恒星。
金牛T型星有着强大的磁场、巨大的暗黑星斑和明亮的耀斑，后者比太阳耀斑强烈数百万倍。金牛T型星还在从它的盘内吸积质量，它辐射着比太阳强过几个量级的紫外线和X射线。有些甚至还辐射射电波。这样，特殊的光变、耀斑爆发、X射线、紫外线和射电辐射为观测者提供了良好的观测特征，根据这些足以把年轻恒星与成熟的主序星区分开来。
金牛T型星已从它们的出生地逃逸而出，它们比质量相同的主序星冷得多，但更加明亮。太阳质量的恒星在初生期的光度比现在的这类成熟恒星大100倍。这些恒星经历两种不同的演化过程。起初，金牛T型星收缩，在达到稍微恒定的表面温度和颜色时变得更暗。随后，金牛T型星在恒定的光度下变得更加炽热。在这一阶段，恒星获得了最终的光度，但是比相同质量的主序星更冷。
随着金牛T型星的外层开始收缩，恒星变得更热和更蓝，直到它到达主序并开始其内部的氢燃烧。对于类似太阳的恒星，整个演化阶段可能历时1000万年。质量很小的红矮星比差不多质量的主序星明亮1000余倍。质量最低的恒星要经历1亿年以上的时间才能到达成熟期。另一方面，5-10太阳质量的恒星在小于100万年的时期内会达到主序。
宇宙中，恒星一列，什么叫星协？
1947年苏联天文学家阿姆巴楚米扬发现O﹑B型恒星(见恒星光谱分类)在天球上的分布有集结现象﹐他认为这不是偶然的投影结果﹐而是一种互相之间有物理联系的恒星群。他把这种比星团稀疏得多的恒星群称为星协。星协分两种﹐一种叫
O星协﹐是O﹑B型恒星的集合﹐几乎所有的O﹑B型恒星都在O星协之中﹐只有个别的位于其他空间。另一种叫T星协﹐是金牛座T型变星的集合。因为O﹑B型恒星和金牛座
T型变星都是十分年轻的天体﹐所以星协也是一种年轻的天体﹐它的年龄只有百万年数量级。在某些空间区域既有O星协又有T星协﹐猎户座星协就是这样的例子。星协和年轻星团﹑四边形聚星有密切的关系﹐O星团和四边形聚星往往构成星协的核心。此外﹐O星协和T星协常常与气体尘埃星云有物理上的联系。在银河系内﹐星协总是位于银河系的旋臂上。在星协中﹐虽然某一特定类型的恒星的密度很高﹐但总的恒星密度却低于周围星场。星协是不稳定的系统﹐已经发现几个O星协在向外膨胀。目前已发现50个O星协﹐25个
T星协。估计银河系内有10个O星协﹐10个T星协。
某些恒星在天球上的分布有集结现象，这是一种互相之间有物理联系的恒星群。它们比星团稀疏得多,这样的恒星群称为星协。星协和年轻星团、四边形聚星有密切的关系,也常常与气体尘埃星云有物理上的联系。在银河系内，星协总是位于银河系的旋臂上。在星协中，虽然某一特定类型的恒星的密度很高，但总的恒星密度却低于周围星场。星协是不稳定的系统，已经发现几个星协在向外膨胀。
金牛座T型变星有哪些特征？
金牛座T型是一种不规则变星。光变幅度一般为1～3个星等，光谱型为G～M型，典型星是金牛座T，是乔伊于1945年首先发现的。质量估计为0.3～3.0太阳质量，半径和光度分别在1～5太阳半径和0.6～86太阳光度范围内。晚型恒星光谱加上发射线，从吸收线定出的光谱型为F、G和K型。在赫罗图上金牛T型星分布在靠近主星序，但在主星序之上的一个较宽的区域内。光谱紫区有连续发射，发射线有HⅠ和CaⅡ的允许谱线和氧、硫、铁和钛等的弱禁线。金牛T型星总是跟星云在一起，多数位于星云的边缘，少数埋藏在星云的中央。这类星有很强的红外超。许多金牛T型星光谱中的谱线有蓝移，表明正在向外抛射物质；少数（猎户YY次型）谱线红移，表明在吸积物质，它们十分年轻，仍处于星云物质向里下落阶段。大多数金牛T型星吸积已停止，而转变为抛射物质。金牛T型星总是和星云状物质在一起，拥有过丰富的锂，并且是T星协的主要成员，这些表明它们是非常年轻的恒星，处在通过引力收缩向主序演化的阶段，是主序前变星，在恒星起源和演化的研究中占有重要地位。
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