Timescale đánh lửa của một protostar?

Thời gian bắt đầu phản ứng tổng hợp hạt nhân khi ngôi sao loại T Tauri biến thành ngôi sao Chuỗi chính là gì?

Bài viết Wikipedia về T Tauri loại sao đề cập:

Nhiệt độ trung tâm của chúng quá thấp cho phản ứng tổng hợp hydro. Thay vào đó, chúng được cung cấp năng lượng hấp dẫn được giải phóng dưới dạng hợp đồng của các ngôi sao, trong khi di chuyển theo hướng chính, mà chúng đạt được sau khoảng 100 triệu năm.

100 triệu năm được đề cập là khoảng thời gian ngôi sao ở trạng thái ổn định (tốt, ổn định như trạng thái sao T Tauri hỗn loạn có được) mà không có phản ứng tổng hợp hạt nhân. Sau đó, khi phản ứng tổng hợp bắt đầu, chúng ta có được từ 3 ​​triệu đến hàng trăm tỷ năm chuỗi chính, tùy thuộc vào khối lượng của ngôi sao kết quả.

Điều tôi quan tâm là khoảng thời gian chuyển tiếp giữa hai lần - đánh lửa phản ứng hạt nhân - thời gian giữa "tất cả năng lượng được tạo ra bởi sự co rút hấp dẫn" và "phần lớn năng lượng được tạo ra bởi phản ứng tổng hợp hạt nhân".

Tôi tưởng tượng khoảng thời gian này có thể khá ngắn và hiệu quả khá nhanh và hỗn loạn khi phản ứng tổng hợp ban đầu làm tăng nhiệt độ cục bộ (và do áp suất kết quả) một cách quyết liệt, dẫn đến các điều kiện dẫn đến phản ứng tổng hợp lan rộng nhanh chóng trên khối lượng đã đi vào phản ứng tổng hợp ở khắp mọi nơi trong vũ trụ, về cơ bản là một đám cháy hạt nhân bao gồm khí tập hợp, một phản ứng dây chuyền bắt đầu.

Tôi có đúng trong dự đoán của tôi quá trình này là khá nhanh? Đã bao giờ nó được quan sát? Hoặc ngược lại, cường độ của phản ứng nhiệt hạch tăng dần và từ từ không qua nhiều triệu năm hình thành sao?

Tôi đã suy nghĩ về điều này một vài lần (đó là một câu hỏi thực sự thú vị!), Và hy vọng sẽ đưa ra một câu trả lời có phần khai sáng. Tôi đã không thể tìm thấy một tài liệu tham khảo hiện đại, tốt cho những chi tiết này (có lẽ tôi chỉ tìm kiếm các tài liệu tìm kiếm ...) vì vậy có một chút lẩm bẩm trong các cuốn sách lịch sử

Tổng thời gian tiến hóa theo trình tự chính cho một protostar trong phạm vi khối T Tauri (<3 khối lượng mặt trời) là theo thứ tự (độ lớn) trong vài chục triệu năm. Việc đánh lửa hợp hạch không chính xác là một phản ứng "chạy trốn": tuy nhiên nó xảy ra tương đối nhanh chóng và một khi nó bắt đầu, sự co lại của lực hấp dẫn nhanh chóng chấm dứt.

Sự phát triển của một protostar khối lượng mặt trời theo các bước cơ bản sau. Mọi thứ có một chút khác biệt đối với các khối lượng khác nhau - quá phức tạp để giải thích ở đây nhưng các tài liệu tham khảo nên cung cấp nhiều thông tin hơn nữa!

1. Một đám mây khí và bụi không ổn định của Jeans bắt đầu co lại, trao đổi năng lượng hấp dẫn để lấy động năng và do đó nhiệt. Độ sáng của đám mây protostellar tăng khi nó sụp đổ. Phải mất khoảng 100.000 năm để giai đoạn đầu sụp đổ nhanh chóng kết thúc, tại thời điểm này, đám mây rất sáng (có lẽ là 20 độ sáng mặt trời và 8000K).

2. Trong vòng 1 triệu năm tiếp theo, đám mây sao chính từ từ co lại và nguội đi khoảng 4500K. Người bảo vệ sau đó đi xuống đường ray Hayashi, ký hợp đồng xa hơn nhưng thay đổi rất ít về nhiệt độ - độ sáng của nó tiếp tục giảm. Đây là giai đoạn mà các ngôi sao T Tauri đang ở. Hầu hết các ngôi sao T Tauri đều trẻ hơn 3 triệu tuổi.

3. Ngôi sao sau đó theo dõi Henyey, nơi độ sáng bắt đầu tăng chậm trở lại khi một vùng bức xạ phát triển trong lõi của ngôi sao và nó tiếp tục chậm lại. Điều này có thể mất vài chục triệu năm.

4. Cuối cùng, các điều kiện trong lõi là cực kỳ đủ để hợp hạch bắt đầu. Khoảng thời gian từ tất cả năng lượng được cung cấp bởi sự co rút hấp dẫn đến tất cả năng lượng được cung cấp bởi phản ứng tổng hợp, là theo thứ tự 1 triệu năm. Độ sáng của ngôi sao (phản trực giác) giảm trở lại khi điều này xảy ra, vì năng lượng từ phản ứng tổng hợp không hoàn toàn bù lại từ sự co rút hấp dẫn, ngừng lại khi quá trình hợp hạch bắt đầu.

Hình: Đường cong L _g / L mô tả lượng năng lượng thu được từ sự co rút hấp dẫn so với tổng độ sáng của ngôi sao. Trục thời gian logarit tính bằng giây (được sao chép từ Iben (1965), Hình 3).

Người giới thiệu:

• I. Iben (1965), Tiến hóa sao. I. Cách tiếp cận trình tự chính
• R. Larson (1972), Sự phát triển của các nguyên mẫu hình cầu có khối lượng 0,25 M_sole đến 10 M_solar
• L. Henyey và cộng sự (1955), Giai đoạn đầu của sự tiến hóa của sao

Thú vị đọc tôi đã đi qua cho sự hình thành sao nguyên khối lớn hơn một chút:

• F. Palla và S. Stahler (1991), Sự phát triển của các nguyên mẫu khối trung gian. Tôi - kết quả cơ bản