Zeitskala der Zündung eines Protostars?

Wie lange dauert der Beginn der Kernfusion, wenn sich ein Stern vom Typ T Tauri in einen Hauptreihenstern verwandelt?

Wikipedia-Artikel über Sterne vom Typ T Tauri erwähnt:

Ihre zentralen Temperaturen sind für die Wasserstofffusion zu niedrig. Stattdessen werden sie durch Gravitationsenergie angetrieben, die beim Zusammenziehen der Sterne freigesetzt wird, während sie sich in Richtung der Hauptsequenz bewegen, die sie nach etwa 100 Millionen Jahren erreichen.

Die erwähnten 100 Millionen Jahre sind die Zeitspanne, in der sich der Stern ohne Kernfusion in seinem stabilen Zustand befindet (so stabil wie die turbulenten Sterne vom Typ T Tauri). Sobald die Fusion beginnt, erhalten wir zwischen 3 Millionen und Hunderten von Milliarden Jahren Hauptsequenz, abhängig von der Masse des resultierenden Sterns.

Was mich interessiert, ist, wie lange die Übergangszeit zwischen den beiden - Zündung der Kernreaktion - Zeit zwischen "der gesamten durch Gravitationskontraktion erzeugten Energie" und "dem größten Teil der durch Kernfusion erzeugten Energie" dauert.

Ich stelle mir vor, dass dieser Zeitraum ziemlich kurz sein könnte und der Effekt ziemlich schnell und turbulent sein könnte, wenn die anfängliche Fusion die lokale Temperatur (und als Ergebnis den Druck) drastisch erhöht, was dazu führt, dass sich die Bedingungen für die Fusion schnell über das Volumen ausbreiten, das bereits kurz vor dem Eintritt in das Volumen steht Fusion überall im Protostern, im Wesentlichen ein nukleares Lauffeuer, das das gesammelte Gas umfasst, eine Kettenreaktion, die beginnt.

Habe ich Recht, wenn ich vermute, dass dieser Prozess ziemlich schnell ist? Wurde es jemals beobachtet? Oder steigt die Intensität der Fusionsreaktion über viele Millionen Jahre Sternentstehung allmählich und langsam von Null an?

Ich habe ein paar Mal darüber nachgedacht (es ist eine wirklich interessante Frage!) Und hoffentlich eine etwas aufschlussreiche Antwort gefunden. Ich habe keine gute, moderne Referenz für diese Details gefunden (vielleicht lutsche ich nur an Literaturrecherchen ...), also gibt es in den Geschichtsbüchern ein wenig Mist

Die gesamte Zeitskala der Evolution auf die Hauptsequenz für einen Protostern im T-Tauri-Massenbereich (<3 Sonnenmassen) liegt in der Größenordnung von mehreren zehn Millionen Jahren. Die Zündung der Fusion ist nicht gerade eine "außer Kontrolle geratene" Reaktion: Sie tritt jedoch relativ schnell auf und sobald sie beginnt, hört die Gravitationskontraktion schnell auf.

Die Entwicklung eines Protosterns mit 1 Sonnenmasse folgt diesen grundlegenden Schritten. Für verschiedene Massen sind die Dinge etwas anders - zu kompliziert, um sie hier zu erklären, aber die Referenzen sollten ausreichend weiterlesen!

1. Eine Jeans-instabile Gas- und Staubwolke beginnt sich zusammenzuziehen und tauscht potentielle Gravitationsenergie gegen kinetische Energie und damit Wärme aus. Die Leuchtkraft der Protostellarwolke nimmt mit dem Zusammenbruch zu. Es dauert ungefähr 100.000 Jahre, bis die anfängliche Phase des schnellen Zusammenbruchs abgeschlossen ist. Zu diesem Zeitpunkt ist die Wolke sehr hell (möglicherweise 20 Sonnenlichtstärken und 8000 K).

2. In den nächsten 1 Million Jahren zieht sich die Protostellarwolke langsam zusammen und kühlt sich auf etwa 4500 K ab. Der Protostern fährt dann die Hayashi-Spur entlang, zieht sich weiter zusammen, ändert aber nur wenig an der Temperatur - seine Leuchtkraft nimmt weiter ab. Dies ist die Phase, in der sich T Tauri-Stars befinden. Die meisten T Tauri-Sterne sind jünger als 3 Millionen Jahre.

3. Der Stern folgt dann der Henyey-Spur, wo die Leuchtkraft langsam wieder zunimmt, wenn sich im Kern des Sterns eine Strahlungszone entwickelt, die sich langsam weiter zusammenzieht. Dies kann einige zehn Millionen Jahre dauern.

4. Schließlich sind die Bedingungen im Kern extrem genug, damit die Fusion beginnen kann. Die Zeitskala von der gesamten Energie, die durch Gravitationskontraktion bereitgestellt wird, bis zur gesamten Energie, die durch Fusion bereitgestellt wird, liegt in der Größenordnung von 1 Million Jahren. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt (kontraintuitiv) in diesem Fall wieder ab, da die Energie aus der Fusion die aus der Gravitationskontraktion, die mit Beginn der Fusion aufhört, nicht ganz ausgleicht.

Abbildung: Die L _g / L-Kurve beschreibt die Energiemenge, die durch die Gravitationskontraktion über die Gesamtleuchtkraft des Sterns gewonnen wird. Die logarithmische Zeitachse ist in Sekunden angegeben (nach Iben (1965), Abbildung 3).

Verweise:

• I. Iben (1965), Stellar Evolution. I. Die Annäherung an die Hauptsequenz
• R. Larson (1972), Die Entwicklung sphärischer Protosterne mit Massen von 0,25 M_solar bis 10 M_solar
• L. Henyey et al. (1955), Die frühen Phasen der stellaren Evolution

Interessante Lektüre Ich stieß auf eine etwas höhere Massenprotostellarbildung:

• F. Palla und S. Stahler (1991), Die Entwicklung von Protosternen mit mittlerer Masse. I - Grundlegende Ergebnisse