Jaki jest czas rozpoczęcia fuzji jądrowej, gdy gwiazda typu T Tauri przekształca się w gwiazdę Sekwencji Głównej?
Artykuł w Wikipedii na temat gwiazd typu T Tauri wspomina:
Ich temperatury środkowe są zbyt niskie, aby mogły się stopić. Zamiast tego są zasilane energią grawitacyjną uwalnianą w miarę kurczenia się gwiazd, podczas gdy zbliżają się do głównej sekwencji, do której docierają po około 100 milionach lat.
Wspomniane 100 milionów lat to okres, w którym gwiazda jest w stanie stabilnym (no tak stabilnym, jak osiągają burzliwe gwiazdy typu T Tauri) bez fuzji jądrowej. Następnie, gdy rozpocznie się fuzja, otrzymujemy od 3 milionów do setek miliardów lat głównej sekwencji, w zależności od masy powstałej gwiazdy.
Interesuje mnie, jak długi jest okres przejściowy między dwoma - zapłon reakcji jądrowej - czas między „całą energią wytwarzaną przez skurcz grawitacyjny” a „większością energii wytwarzanej przez syntezę jądrową”.
Wyobrażam sobie, że ten okres może być dość krótki, a efekt dość szybki i burzliwy, gdy początkowe stopienie drastycznie podnosi lokalną temperaturę (i ciśnienie wynikowe) drastycznie, prowadząc do warunków sprzyjających rozprzestrzenianiu się szybko w objętości, która już jest na krawędzi wejścia do fuzja wszędzie w obrębie protostaru, zasadniczo nuklearny pożar obejmujący zgromadzony gaz, rozpoczyna się reakcja łańcuchowa.
Czy mam rację, że ten proces jest dość szybki? Czy kiedykolwiek to zaobserwowano? Czy przeciwnie, czy intensywność reakcji syntezy jądrowej rośnie stopniowo i powoli od zera w ciągu wielu milionów lat powstawania gwiazd?
Odpowiedzi:
Zastanawiałem się nad tym kilka razy (to naprawdę interesujące pytanie!) I mam nadzieję, że wymyślę nieco pouczającą odpowiedź. Nie byłem w stanie znaleźć dobrego, nowoczesnego odniesienia do tych szczegółów (być może po prostu ssę wyszukiwania literatury ...), więc w książkach historycznych jest trochę cholerstwa
Całkowity czas ewolucji w głównej sekwencji dla protostaru w zakresie mas T Tauri (<3 masy Słońca) jest rzędu (wielkości) kilkudziesięciu milionów lat. Zapłon syntezy jądrowej nie jest dokładnie reakcją „niekontrolowaną”: występuje jednak stosunkowo szybko, a gdy się zaczyna, skurcz grawitacyjny szybko ustaje.
Ewolucja protostaru 1 masy słonecznej przebiega według tych podstawowych kroków. Sprawy wyglądają nieco inaczej dla różnych mas - zbyt skomplikowane, aby je tu wyjaśnić, ale odniesienia powinny zapewnić jeszcze więcej lektur!
A Jeans-niestabilny obłok gazu i pyłu zaczyna umowy, wymieniając grawitacyjnej energii potencjalnej na energię kinetyczną, a tym samym ciepło. Jasność chmury protostellarnej wzrasta wraz z jej zapadaniem się. Początkowy okres gwałtownego rozpadu trwa około 100 000 lat, w tym momencie chmura jest bardzo jasna (być może 20 jasności słonecznej i 8000 K).
W ciągu najbliższego 1 miliona lat chmura protogwiazdowa powoli kurczy się i ochładza do około 4500 K. Protostar następnie przesuwa się po torze Hayashi, kurcząc się dalej, ale zmieniając niewiele w temperaturze - jego jasność nadal spada. Na tym etapie znajdują się gwiazdy T Tauri. Większość gwiazd T Tauri ma mniej niż 3 miliony lat.
Gwiazda podąża następnie śladem Henyeya, w którym jasność zaczyna powoli powoli wzrastać, gdy w jądrze gwiazdy rozwija się strefa promieniowania i nadal powoli się kurczy. Może to potrwać kilkadziesiąt milionów lat.
Wreszcie warunki w rdzeniu są wystarczająco ekstremalne, aby rozpocząć fuzję. Skala czasowa od całej energii dostarczanej przez skurcz grawitacyjny do całej energii dostarczanej przez fuzję jest rzędu 1 miliona lat. Jasność gwiazdy (wbrew intuicji) ponownie maleje, gdy tak się dzieje, ponieważ energia z fuzji nie do końca równoważy ją ze skurczem grawitacyjnym, który zanika, gdy zaczyna się fuzja.
źródło