Concept
vignette|Le champ magnétique stellaire de surface (carte couleur-codée sur la sphère) de SU Aur, une jeune étoile de type T Tauri, imagé par , puis reconstruit (lignes de champ). Les (étoiles) variables de type T Tauri sont des étoiles variables, nommées d'après l'étoile prototype T Tauri. Elles sont toujours situées auprès des nuages moléculaires et caractérisées par des variations brusques et imprévisibles de leur magnitude apparente. Les étoiles ont été par Alfred H. Joy, astronome à l'observatoire du mont Wilson, en . Les étoiles T Tauri sont parmi les plus jeunes qu'il soit possible de voir, âgées de 10 millions d'années au maximum, et avec une masse inférieure à 3 masses solaires. Elles sont en fait dans une phase intermédiaire entre le stade de proto-étoile et celui d'étoile de faible masse appartenant à la séquence principale, tel que le Soleil. Leur température de surface est similaire à celle des étoiles de même masse de la séquence principale, mais elles sont beaucoup plus lumineuses à cause de leur rayon nettement plus grand. La température au centre de l'étoile est trop faible pour démarrer le processus de fusion nucléaire de l'hydrogène, elle tirent donc leur énergie uniquement de l'énergie gravitationnelle libérée alors que l'astre se contracte, pour finalement atteindre la séquence principale après environ 100 millions d'années. Ce type d'étoile est souvent entouré d'un disque d'accrétion, accumulé pendant le processus de formation de l'étoile. Les variations de luminosité de l'étoile peuvent être dues à des instabilités à l'intérieur du disque d'accrétion, à de violentes bouffées d'activité dans l'atmosphère de l'étoile, ou bien au nuage de gaz moléculaire environnant qui peut masquer l'éclat de l'étoile en s'interposant entre elle et l'observateur. Ces étoiles tournent généralement sur elles-mêmes en 1 à 12 jours, le Soleil ayant par comparaison une période de rotation d'un mois.
