Quelle est la durée du début de la fusion nucléaire lorsque l'étoile de type T Tauri se transforme en étoile de séquence principale?
Un article de Wikipedia sur les étoiles de type T Tauri mentionne:
Leurs températures centrales sont trop basses pour la fusion de l'hydrogène. Au lieu de cela, ils sont alimentés par l'énergie gravitationnelle libérée lorsque les étoiles se contractent, tout en se déplaçant vers la séquence principale, qu'ils atteignent après environ 100 millions d'années.
Les 100 millions d'années mentionnées sont la période pendant laquelle l'étoile est dans son état stable (enfin, aussi stable que les étoiles turbulentes de type T Tauri) sans fusion nucléaire. Ensuite, une fois la fusion commencée, nous obtenons entre 3 millions et des centaines de milliards d'années de séquence principale, selon la masse de l'étoile résultante.
Ce qui m'intéresse, c'est la durée de la période de transition entre les deux - allumage de la réaction nucléaire - temps entre «toute l'énergie produite par la contraction gravitationnelle» et «la majeure partie de l'énergie produite par la fusion nucléaire».
J'imagine que cette période pourrait être assez courte, et l'effet assez rapide et turbulent alors que la fusion initiale augmente considérablement la température locale (et comme pression résultante), conduisant à des conditions propices à la fusion se propageant rapidement sur le volume qui est déjà sur le point d'entrer dans le fusion partout dans la protoétoile, essentiellement une traînée de poudre nucléaire englobant le gaz recueilli, une réaction en chaîne commençant.
Ai-je raison de penser que ce processus est assez rapide? At-il jamais été observé? Ou au contraire, l'intensité de la réaction de fusion augmente-t-elle progressivement et lentement de zéro au cours de plusieurs millions d'années de formation d'étoiles?
Réponses:
J'ai réfléchi à ce sujet plusieurs fois (c'est une question vraiment intéressante!), Et j'espère trouver une réponse quelque peu éclairante. Je n'ai pas été en mesure de trouver une bonne référence moderne pour ces détails (peut-être que je suis nul dans les recherches documentaires ...) donc il y a un peu de boue dans les livres d'histoire
L'échelle de temps totale d'évolution sur la séquence principale d'une protoétoile dans la gamme de masse T Tauri (<3 masses solaires) est de l'ordre (de grandeur) de plusieurs dizaines de millions d'années. L'inflammation de la fusion n'est pas précisément une réaction "d'emballement": cependant elle se produit relativement rapidement et une fois qu'elle démarre, la contraction gravitationnelle cesse rapidement.
L'évolution d'une protostar 1 masse solaire suit ces étapes de base. Les choses sont un peu différentes pour différentes masses - trop compliquées à expliquer ici, mais les références devraient fournir de nombreuses lectures supplémentaires!
Un nuage instable de jeans et de poussière et de gaz commence à se contracter, échangeant l'énergie potentielle gravitationnelle contre de l'énergie cinétique, et donc de la chaleur. La luminosité du nuage protostellaire augmente à mesure qu'il s'effondre. Il faut environ 100 000 ans pour que la période initiale d'effondrement rapide se termine, à ce stade, le nuage est très lumineux (peut-être 20 luminosités solaires et 8 000 K).
Au cours du prochain million d'années, le nuage protostellaire se contracte et se refroidit lentement jusqu'à environ 4500K. Le protostar descend ensuite sur la piste Hayashi, se contractant davantage mais changeant peu de température - sa luminosité continue de baisser. C'est l'étape où se trouvent les étoiles de T Tauri. La plupart des étoiles de T Tauri ont moins de 3 millions d'années.
L'étoile suit ensuite la piste de Henyey, où la luminosité recommence à augmenter lentement à mesure qu'une zone radiative se développe dans le noyau de l'étoile et continue à se contracter lentement. Cela peut prendre des dizaines de millions d'années.
Enfin, les conditions dans le noyau sont suffisamment extrêmes pour que la fusion commence. L'échelle de temps de toute l'énergie fournie par la contraction gravitationnelle à toute l'énergie fournie par la fusion est de l'ordre de 1 million d'années. La luminosité de l'étoile (contre-intuitivement) diminue à nouveau lorsque cela se produit, car l'énergie de la fusion ne compense pas tout à fait celle de la contraction gravitationnelle, qui cesse lorsque la fusion commence.
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