Tempi di accensione di una protostar?

Qual è la scala temporale dell'inizio della fusione nucleare mentre la stella di tipo T Tauri si trasforma in una stella della sequenza principale?

L'articolo di Wikipedia sulle stelle di tipo T Tauri menziona:

Le loro temperature centrali sono troppo basse per la fusione dell'idrogeno. Invece, sono alimentati dall'energia gravitazionale rilasciata mentre le stelle si contraggono, mentre si muovono verso la sequenza principale, che raggiungono dopo circa 100 milioni di anni.

I citati 100 milioni di anni sono il periodo in cui la stella si trova nel suo stato stabile (bene, stabile come le stelle turbolente di tipo T Tauri) senza fusione nucleare. Quindi, una volta iniziata la fusione, otteniamo tra i 3 milioni e le centinaia di miliardi di anni di sequenza principale, a seconda della massa della stella risultante.

Quello che mi interessa è quanto tempo è il periodo di transizione tra i due - accensione della reazione nucleare - tempo tra "tutta l'energia prodotta dalla contrazione gravitazionale" e "la maggior parte dell'energia prodotta dalla fusione nucleare".

Immagino che questo periodo potrebbe essere piuttosto breve e l'effetto abbastanza rapido e turbolento poiché la fusione iniziale aumenta drasticamente la temperatura locale (e di conseguenza la pressione del risultato), portando a condizioni conduttive per la fusione che si diffondono rapidamente sul volume che è già sull'orlo dell'entrata nel fusione ovunque all'interno del protostar, essenzialmente un incendio nucleare che comprende il gas raccolto, una reazione a catena che inizia.

Immagino che questo processo sia piuttosto rapido? È mai stato osservato? O al contrario, l'intensità della reazione di fusione aumenta gradualmente e lentamente da zero in molti milioni di anni di formazione stellare?

L'ho riflettuto un paio di volte (è una domanda davvero interessante!), E spero di trovare una risposta un po 'illuminante. Non sono stato in grado di trovare un buon riferimento moderno per questi dettagli (forse faccio solo schifo alle ricerche letterarie ...) quindi c'è un po 'di confusione nei libri di storia

La scala temporale totale dell'evoluzione sulla sequenza principale per una protostar nella gamma di masse T Tauri (<3 masse solari) è dell'ordine (di grandezza) di diverse decine di milioni di anni. L'accensione della fusione non è precisamente una reazione "in fuga": tuttavia si verifica relativamente rapidamente e una volta iniziata, la contrazione gravitazionale cessa rapidamente.

L'evoluzione di un 1 protostar di massa solare segue questi passaggi di base. Le cose sono un po 'diverse per le diverse masse - troppo complicate da spiegare qui, ma i riferimenti dovrebbero fornire ulteriori approfondimenti!

1. Una nuvola instabile di gas e polvere di Jeans inizia a contrarsi, scambiando energia potenziale gravitazionale con energia cinetica e quindi calore. La luminosità della nuvola protostellare aumenta man mano che collassa. Ci vogliono circa 100.000 anni per terminare il periodo iniziale di rapido collasso, a questo punto la nuvola è molto luminosa (forse 20 luminosita 'solari e 8000K).

2. Nei prossimi 1 milione di anni, la nuvola protostellare si contrae lentamente e si raffredda fino a circa 4500K. Il protostar percorre quindi la pista di Hayashi, contraendosi ulteriormente ma cambiando poco di temperatura - la sua luminosità continua a diminuire. Questo è il palcoscenico in cui si trovano le stelle di T Tauri. La maggior parte delle star di T Tauri ha meno di 3 milioni di anni.

3. La stella segue quindi la traccia di Henyey, dove la luminosità inizia a aumentare lentamente mentre una zona radiativa si sviluppa nel nucleo della stella e continua a contrarsi lentamente. Questo può richiedere alcune decine di milioni di anni.

4. Infine, le condizioni nel nucleo sono abbastanza estreme per iniziare la fusione. Il tempo da tutta l'energia fornita dalla contrazione gravitazionale a tutta l'energia fornita dalla fusione, è dell'ordine di 1 milione di anni. La luminosità della stella (controintuitivamente) diminuisce di nuovo quando ciò accade, poiché l'energia della fusione non compensa del tutto quella della contrazione gravitazionale, che cessa quando inizia la fusione.

Figura: la curva L _g / L descrive la quantità di energia ottenuta dalla contrazione gravitazionale rispetto alla luminosità totale della stella. L'asse del tempo logaritmico è in secondi (riprodotto da Iben (1965), Figura 3).

Riferimenti:

• I. Iben (1965), Evoluzione stellare. I. L'approccio alla sequenza principale
• R. Larson (1972), L'evoluzione delle protostelle sferiche con masse da 0,25 M_solar a 10 M_solar
• L. Henyey et al (1955), Le prime fasi dell'evoluzione stellare

Lettura interessante Mi sono imbattuto in una formazione protostellare di massa un po 'più alta:

• F. Palla e S. Stahler (1991), L'evoluzione delle protostelle di massa intermedia. I - Risultati di base