프로토 스타의 점화 시간표?

T Tauri 유형의 별이 주 계열성으로 변모함에 따라 핵융합의 시작 시간은 어떻게됩니까?

T Tauri 유형 별에 대한 Wikipedia 기사 :

그들의 중심 온도는 수소 융합에 비해 너무 낮다. 대신, 그들은 별이 수축함에 따라 방출되는 중력 에너지에 의해 구동되며, 약 1 억 년 후에 도달하는 주요 순서를 향해 움직입니다.

언급 된 1 억 년은 별이 핵융합없이 안정된 (난류 T 타 우리식 별만큼 안정된) 상태에있는 기간이다. 그런 다음 융합이 시작되면 결과로 생성되는 별의 질량에 따라 3 백만에서 수십억 년 의 주요 순서를 얻습니다 .

제가 관심이있는 것은 "중력 수축에 의해 생성 된 모든 에너지"와 "핵융합에 의해 생성 된 대부분의 에너지"사이의 핵 반응 점화 사이의 시간이 얼마나 오래 걸리는가입니다.

이 기간은 상당히 짧을 수 있으며 초기 핵융합이 국부 온도 (및 결과 압력)를 급격히 증가시키면서 효과가 매우 빠르고 난류가 될 수 있다고 생각합니다. 프로토 스타 내 어디서나 융합, 본질적으로 모은 가스를 포괄하는 핵 산불, 연쇄 반응 시작.

내 생각 에이 과정이 다소 빠르지 않습니까? 이제까지 관찰 된 적이 있습니까? 또는, 수백만 년의 별 형성에서 융합 반응의 강도는 0에서 점차적으로 천천히 증가합니까?

나는 이것을 두 번 이상 숙고했으며 (정말 재미있는 질문입니다!) 다소 깨달은 대답이 나오기를 바랍니다. 나는 이러한 세부 사항에 대한 현대적이고 좋은 참고 자료를 찾을 수 없었습니다 (아마도 문헌 검색에 빠졌습니다 ...). 역사 책에 약간의 문제가 있습니다.

T Tauri 질량 범위 (<3 태양 질량)에서 원형에 대한 주 계열로의 진화의 총 시간 척도는 수천만 년 정도 (대규모)입니다. 융합의 발화는 정확히 "폭발"반응이 아니다 : 그러나 비교적 빠르게 발생하고 일단 시작되면 중력 수축이 빨리 중단된다.

1 태양 질량 프로토 스타의 진화는 이러한 기본 단계를 따릅니다. 질량에 따라 상황이 조금씩 다릅니다. 여기서 설명하기에는 너무 복잡하지만 참고 문헌은 더 많은 정보를 제공해야합니다!

1. 청바지 불안정한 가스와 먼지 구름이 운동 에너지로 중력 에너지를 교환, 계약 시작, 따라서 가열한다. 원형 구름의 광도는 붕괴되면서 증가합니다. 초기 급격한 붕괴가 끝나기까지 약 10 만 년이 걸리며,이 시점에서 구름은 매우 밝습니다 (아마도 20 개의 태양 광도 및 8000K).

2. 다음 백만 년 동안, 프로토 스텔라 구름은 천천히 약 4500K로 수축하고 냉각됩니다. 프로토 스타는 하야시 트랙을 따라 내려 가면서 더 수축하지만 온도는 거의 변하지 않습니다. 광도는 계속 떨어집니다. 이곳은 타 우리 별이있는 단계입니다. 대부분의 T Tauri 별은 3 백만 세 미만입니다.

3. 그런 다음 별은 Henyey 트랙을 따라 가는데, 별의 중심에서 복사 영역이 발달함에 따라 광도가 다시 천천히 증가하기 시작하고 계속 천천히 수축합니다. 이 작업에는 수천만 년이 걸릴 수 있습니다.

4. 마지막으로 핵의 조건은 융합이 시작될 수있을만큼 극단입니다. 중력 수축에 의해 제공되는 모든 에너지에서 융합에 의해 제공되는 모든 에너지까지의 시간 척도는 약 백만 년이다. 핵융합 에너지가 핵융합 수축 에너지를 완전히 상쇄하지 않기 때문에이 현상이 발생하면 별의 광도가 (반 직관적으로) 다시 감소합니다.

그림 : L _g / L 곡선은 별의 총 광도에 대한 중력 수축으로 얻은 에너지의 양을 나타냅니다. 로그 시간 축은 초 단위입니다 (그림 3의 Iben (1965)에서 재현).

참고 문헌 :

• I. Iben (1965), Stellar Evolution. I. 메인 시퀀스에 대한 접근
• R. Larson (1972), 질량이 0.25 M_solar에서 10 M_solar 인 구형 프로토 스타의 진화
• L. Henyey et al (1955), 스텔라 진화의 초기 단계

흥미있는 독서는 다소 높은 질량의 프로토 스텔라 형성을 위해 왔습니다.

• F. Palla와 S. Stahler (1991), 중간 질량의 프로토 스타의 진화. I-기본 결과