Escala de tempo de ignição de uma protoestrela?

Qual é o cronograma do início da fusão nuclear à medida que a estrela do tipo T Tauri se transforma em uma estrela da Sequência Principal?

O artigo da Wikipedia sobre estrelas do tipo T Tauri menciona:

Suas temperaturas centrais são muito baixas para a fusão de hidrogênio. Em vez disso, eles são alimentados pela energia gravitacional liberada à medida que as estrelas se contraem, enquanto avançam para a sequência principal, que atingem após cerca de 100 milhões de anos.

Os 100 milhões de anos mencionados são o período em que a estrela está em seu estado estável (bem, tão estável quanto as estrelas turbulentas do tipo T Tauri ficam) sem fusão nuclear. Então, quando a fusão começa, temos entre 3 milhões e centenas de bilhões de anos da sequência principal, dependendo da massa da estrela resultante.

O que me interessa é quanto tempo é o período de transição entre a ignição da reação nuclear - o tempo entre "toda a energia produzida pela contração gravitacional" e "a maior parte da energia produzida pela fusão nuclear".

Imagino que esse período possa ser bastante curto, e o efeito bastante rápido e turbulento à medida que a fusão inicial aumenta drasticamente a temperatura local (e como resultado da pressão), levando a condições condutivas de fusão que se espalham rapidamente sobre o volume que já está à beira de entrar no fusão em todo lugar dentro da protoestrela, essencialmente um incêndio nuclear que abrange o gás coletado, iniciando uma reação em cadeia.

Estou certo em meu palpite de que esse processo é bastante rápido? Isso já foi observado? Ou, ao contrário, a intensidade da reação de fusão aumenta gradualmente e lentamente de zero ao longo de muitos milhões de anos de formação de estrelas?

Eu pensei sobre isso algumas vezes (é uma pergunta realmente interessante!), E espero ter uma resposta um tanto esclarecedora. Não consegui encontrar uma referência moderna e boa para esses detalhes (talvez eu seja uma merda em pesquisas de literatura ...), então há um pouco de confusão nos livros de história

A escala de tempo total da evolução para a sequência principal de um protoestrela na faixa de massa T Tauri (<3 massas solares) é da ordem (de magnitude) de várias dezenas de milhões de anos. A ignição da fusão não é precisamente uma reação "descontrolada": no entanto, ocorre relativamente rapidamente e, uma vez iniciada, a contração gravitacional cessa rapidamente.

A evolução de uma protoestrela de 1 massa solar segue estes passos básicos. As coisas são um pouco diferentes para massas diferentes - muito complicado para explicar aqui, mas as referências devem fornecer uma leitura mais ampla!

1. Uma nuvem instável de jeans e gás começa a se contrair, trocando energia potencial gravitacional por energia cinética e, portanto, calor. A luminosidade da nuvem protostelar aumenta à medida que entra em colapso. Demora cerca de 100.000 anos para o período inicial de colapso rápido terminar, nesse ponto a nuvem é muito luminosa (talvez 20 luminosidades solares e 8000K).

2. Nos próximos 1 milhão de anos, a nuvem protoestelar contrai-se lentamente e esfria para cerca de 4500K. O protoestrela então viaja pela pista de Hayashi, se contraindo ainda mais, mas com pouca mudança de temperatura - sua luminosidade continua a cair. Este é o estágio em que as estrelas do T Tauri estão. A maioria das estrelas do T Tauri tem menos de 3 milhões de anos.

3. A estrela segue a trilha de Henyey, onde a luminosidade começa a aumentar lentamente novamente à medida que uma zona radiativa se desenvolve no núcleo da estrela e continua a se contrair lentamente. Isso pode levar algumas dezenas de milhões de anos.

4. Finalmente, as condições do núcleo são extremas o suficiente para o início da fusão. A escala de tempo de toda a energia fornecida pela contração gravitacional e de toda a energia fornecida pela fusão é da ordem de 1 milhão de anos. A luminosidade da estrela (contra-intuitivamente) diminui novamente quando isso acontece, pois a energia da fusão não compensa a da contração gravitacional, que cessa quando a fusão começa.

Figura: a curva L _g / L descreve a quantidade de energia obtida com a contração gravitacional sobre a luminosidade total da estrela. O eixo do tempo logarítmico é em segundos (reproduzido em Iben (1965), Figura 3).

Referências:

• I. Iben (1965), Stellar Evolution. I. A abordagem da sequência principal
• R. Larson (1972), A evolução de protoestrelas esféricas com massas 0,25 M_solar a 10 M_solar
• L. Henyey et al (1955), As fases iniciais da evolução estelar

Leitura interessante me deparei com uma formação protoestelar de massa um pouco mais alta:

• F. Palla e S. Stahler (1991), A evolução de protoestrelas de massa intermediária. I - resultados básicos