¿Cuál es la escala de tiempo del inicio de la fusión nuclear cuando la estrella tipo T Tauri se transforma en una estrella de secuencia principal?
El artículo de Wikipedia sobre las estrellas tipo T Tauri menciona:
Sus temperaturas centrales son demasiado bajas para la fusión de hidrógeno. En cambio, están alimentados por energía gravitacional liberada a medida que las estrellas se contraen, mientras se mueven hacia la secuencia principal, que alcanzan después de unos 100 millones de años.
Los 100 millones de años mencionados son el período en que la estrella está en su estado estable (bueno, tan estable como las turbulentas estrellas tipo T Tauri) sin fusión nuclear. Luego, una vez que comienza la fusión, obtenemos entre 3 millones y cientos de miles de millones de años de secuencia principal, dependiendo de la masa de la estrella resultante.
Lo que me interesa es qué tan largo es el período de transición entre los dos - ignición de la reacción nuclear - tiempo entre "toda la energía producida por la contracción gravitacional" y "la mayor parte de la energía producida por la fusión nuclear".
Me imagino que este período podría ser bastante corto, y el efecto es bastante rápido y turbulento a medida que la fusión inicial aumenta drásticamente la temperatura local (y, como resultado, la presión), lo que lleva a que las condiciones conductoras para la fusión se extiendan rápidamente sobre el volumen que ya está a punto de entrar en el fusión en todas partes dentro de la protostar, esencialmente un incendio forestal nuclear que abarca el gas reunido, comenzando una reacción en cadena.
¿Tengo razón en mi suposición de que este proceso es bastante rápido? ¿Alguna vez se observó? O, por el contrario, ¿la intensidad de la reacción de fusión aumenta gradual y lentamente desde cero durante muchos millones de años de formación estelar?
Respuestas:
He reflexionado sobre esto un par de veces (¡es una pregunta realmente interesante!), Y espero encontrar una respuesta algo esclarecedora. No he podido encontrar una referencia buena y moderna para estos detalles (tal vez solo apelo a las búsquedas de literatura ...), así que hay un poco de curiosidad en los libros de historia
La escala de tiempo total de la evolución hacia la secuencia principal para una protostar en el rango de masa T Tauri (<3 masas solares) es del orden (de magnitud) de varias decenas de millones de años. El encendido de la fusión no es precisamente una reacción "desbocada": sin embargo, ocurre relativamente rápido y una vez que comienza, la contracción gravitacional cesa rápidamente.
La evolución de una protostar de masa solar 1 sigue estos pasos básicos. Las cosas son un poco diferentes para diferentes masas, demasiado complicado de explicar aquí, ¡pero las referencias deberían proporcionar una amplia lectura adicional!
Una nube de gas y polvo inestable de Jeans comienza a contraerse, intercambiando energía potencial gravitacional por energía cinética y, por lo tanto, calor. La luminosidad de la nube protostelar aumenta a medida que colapsa. El período inicial de colapso rápido demora alrededor de 100,000 años, en este punto la nube es muy luminosa (quizás 20 luminosidades solares y 8000K).
Durante el próximo millón de años, la nube protostelar se contrae lentamente y se enfría a alrededor de 4500K. La protostar luego viaja por la pista de Hayashi, contrayéndose aún más, pero cambiando poco la temperatura: su luminosidad continúa disminuyendo. Esta es la etapa en la que se encuentran las estrellas T Tauri. La mayoría de las estrellas T Tauri tienen menos de 3 millones de años.
Luego, la estrella sigue la trayectoria de Henyey, donde la luminosidad comienza a aumentar lentamente nuevamente a medida que se desarrolla una zona radiativa en el núcleo de la estrella y continúa contrayéndose lentamente. Esto puede llevar algunas decenas de millones de años.
Finalmente, las condiciones en el núcleo son lo suficientemente extremas como para que comience la fusión. La escala de tiempo de toda la energía provista por la contracción gravitacional a toda la energía provista por la fusión es del orden de 1 millón de años. La luminosidad de la estrella (contra-intuitivamente) disminuye nuevamente cuando esto sucede, ya que la energía de la fusión no compensa la contracción gravitacional, que cesa cuando comienza la fusión.
fuente