Skala waktu penyalaan protobintang?

Berapa skala waktu dimulainya fusi nuklir ketika bintang tipe T Tauri berubah menjadi bintang Urutan Utama?

Artikel Wikipedia tentang bintang tipe T Tauri menyebutkan:

Temperatur sentralnya terlalu rendah untuk fusi hidrogen. Alih-alih, mereka ditenagai oleh energi gravitasi yang dilepaskan sebagai kontrak bintang-bintang, sementara bergerak menuju urutan utama, yang mereka capai setelah sekitar 100 juta tahun.

100 juta tahun yang disebutkan adalah periode bintang berada dalam keadaan stabil (yah, sama stabilnya dengan bintang tipe T Tauri yang bergejolak) tanpa fusi nuklir. Kemudian, setelah fusi dimulai, kita mendapatkan antara 3 juta dan ratusan miliar tahun urutan utama, tergantung pada massa bintang yang dihasilkan.

Yang saya minati adalah berapa lama periode transisi antara keduanya - penyalaan reaksi nuklir - waktu antara "semua energi yang dihasilkan oleh kontraksi gravitasi" dan "sebagian besar energi yang dihasilkan oleh fusi nuklir".

Saya membayangkan periode ini bisa sangat singkat, dan efeknya cukup cepat dan bergejolak ketika fusi awal meningkatkan suhu lokal (dan sebagai akibatnya tekanan) secara drastis, mengarah ke kondisi konduktif untuk fusi menyebar dengan cepat pada volume yang sudah di ambang memasuki fusi di mana-mana di dalam protobintang, pada dasarnya api nuklir yang meliputi gas yang terkumpul, reaksi berantai dimulai.

Apakah saya benar dalam dugaan saya bahwa proses ini agak cepat? Apakah itu pernah diamati? Atau sebaliknya, apakah intensitas reaksi fusi naik secara bertahap dan lambat dari nol selama jutaan tahun pembentukan bintang?

Saya telah merenungkan hal ini beberapa kali (ini pertanyaan yang sangat menarik!), Dan mudah-mudahan muncul dengan jawaban yang agak mencerahkan. Saya belum dapat menemukan referensi modern dan bagus untuk perincian ini (mungkin saya hanya menyedot pencarian literatur ...) jadi ada sedikit penyimpangan dalam buku-buku sejarah

Skala waktu total evolusi ke urutan utama untuk protobintang dalam rentang massa T Tauri (<3 massa matahari) ada pada urutan (besarnya) beberapa puluh juta tahun. Pengapian fusi sebenarnya bukan reaksi "pelarian": namun itu terjadi relatif cepat dan begitu dimulai, kontraksi gravitasi dengan cepat berhenti.

Evolusi 1 massa matahari protostar mengikuti langkah-langkah dasar ini. Hal-hal sedikit berbeda untuk massa yang berbeda - terlalu rumit untuk dijelaskan di sini tetapi referensi harus menyediakan bacaan lebih lanjut!

1. Sebuah Jeans-stabil awan gas dan debu mulai kontrak, bertukar energi potensial gravitasi untuk energi kinetik, dan dengan demikian panas. Luminositas awan protostellar meningkat saat ia runtuh. Dibutuhkan sekitar 100.000 tahun untuk periode awal kehancuran cepat untuk menyelesaikannya, pada titik ini awannya sangat terang (mungkin 20 luminositas matahari dan 8000K).

2. Selama 1 juta tahun ke depan, awan protostellar perlahan-lahan berkontraksi dan mendingin menjadi sekitar 4500 ribu. Protobintang kemudian melakukan perjalanan menyusuri jalur Hayashi, berkontraksi lebih lanjut tetapi sedikit perubahan suhu - luminositasnya terus turun. Ini adalah tahap di mana bintang T Tauri berada. Sebagian besar bintang T Tauri berusia di bawah 3 juta tahun.

3. Bintang kemudian mengikuti jalur Henyey, di mana luminositas mulai perlahan-lahan meningkat lagi ketika zona radiasi berkembang di inti bintang dan terus menyusut secara perlahan. Ini bisa memakan waktu puluhan juta tahun.

4. Akhirnya, kondisi dalam inti cukup ekstrim untuk memulai fusi. Skala waktu dari semua energi yang disediakan oleh kontraksi gravitasi hingga semua energi yang disediakan oleh fusi, berada dalam urutan 1 juta tahun. Luminositas bintang (kontra-intuitif) berkurang lagi ketika ini terjadi, karena energi dari fusi tidak cukup mengimbangi itu dari kontraksi gravitasi, yang berhenti ketika fusi dimulai.

Gambar: The L _g kurva / L menggambarkan jumlah energi yang diperoleh dari kontraksi gravitasi lebih total luminositas bintang. Sumbu waktu logaritmik dalam detik (direproduksi dari Iben (1965), Gambar 3).

Referensi:

• I. Iben (1965), Stellar Evolution. I. Pendekatan terhadap Urutan Utama
• R. Larson (1972), Evolusi protostar bola dengan massa 0,25 M_solar hingga 10 M_solar
• L. Henyey et al (1955), Fase Awal Evolusi Stellar

Bacaan menarik saya temui untuk pembentukan protostellar massa yang agak lebih tinggi:

• F. Palla dan S. Stahler (1991), Evolusi protostars menengah-massa. I - Hasil dasar