Каковы временные рамки начала ядерного синтеза, когда звезда типа Т Таури превращается в звезду Главной последовательности?
Статья в Википедии о звездах типа T Tauri упоминает:
Их центральные температуры слишком низкие для синтеза водорода. Вместо этого они питаются гравитационной энергией, высвобождаемой при сокращении звезд, и движутся в направлении главной последовательности, которой они достигают примерно через 100 миллионов лет.
Упомянутые 100 миллионов лет - это период, в течение которого звезда находится в своем стабильном (ну, столь же стабильном, как получают турбулентные звезды типа Т Таури) состоянии без ядерного синтеза. Затем, как только начинается слияние, мы получаем от 3 миллионов до сотен миллиардов лет основной последовательности, в зависимости от массы получаемой звезды.
Меня интересует, как долго длится период перехода между двумя - воспламенение ядерной реакции - время между «всей энергией, производимой гравитационным сжатием», и «большей частью энергии, получаемой в результате ядерного синтеза».
Я полагаю, что этот период может быть довольно коротким, а эффект довольно быстрым и турбулентным, так как первоначальный синтез резко увеличивает локальную температуру (и, как результат, давление), что приводит к условиям, способствующим быстрому распространению процесса синтеза по всему объему, который уже находится на грани входа в систему. слияние везде внутри протозвезды, по сути, ядерного пожара, охватывающего собранный газ, и начинается цепная реакция.
Правильно ли я считаю, что этот процесс довольно быстрый? Это когда-либо наблюдалось? Или наоборот, интенсивность реакции синтеза постепенно и медленно увеличивается от нуля в течение многих миллионов лет звездообразования?
источник
Ответы:
Я размышлял над этим пару раз (это действительно интересный вопрос!) И, надеюсь, придумал несколько поучительный ответ. Мне не удалось найти хорошую современную справку по этим деталям (возможно, я просто сосу на литературные поиски ...), так что в книгах по истории есть немного хулиганства
Общая шкала времени эволюции в главную последовательность для протозвезды в диапазоне масс Т Таури (<3 солнечных массы) составляет порядка (величины) в несколько десятков миллионов лет. Воспламенение термоядерного синтеза не является в точности «убегающей» реакцией: однако оно происходит относительно быстро, и как только оно начинается, гравитационное сжатие быстро прекращается.
Эволюция протозвезды с 1 массой Солнца следует этим основным шагам. Вещи немного различны для разных масс - слишком сложно, чтобы объяснить здесь, но ссылки должны обеспечить достаточное дальнейшее чтение!
А джинсы неустойчивого облако газа и пыли начнет сжиматься, обмениваясь гравитационной потенциальной энергией для кинетической энергии, и , таким образом , тепла. Светимость протозвездного облака увеличивается при его разрушении. Требуется около 100 000 лет для того, чтобы начальный период быстрого коллапса закончился, в этот момент облако становится очень ярким (возможно, 20 солнечной светимости и 8000 К).
В течение следующих 1 миллиона лет протозвездное облако медленно сжимается и охлаждается до 4500К. Затем протозвезда движется по трассе Хаяси, сжимаясь дальше, но мало меняясь по температуре - ее яркость продолжает падать. На этой стадии звезды Т Таури. Большинство звезд Т Таури моложе 3 миллионов лет.
Затем звезда следует по дорожке Хеньи, где яркость начинает медленно увеличиваться по мере развития радиационной зоны в ядре звезды и продолжает медленно сжиматься. Это может занять несколько десятков миллионов лет.
Наконец, условия в ядре достаточно экстремальные для начала синтеза. Шкала времени от всей энергии, предоставляемой гравитационным сжатием ко всей энергии, обеспечиваемой слиянием, составляет порядка 1 миллиона лет. Светимость звезды (нелогично) снова уменьшается, когда это происходит, так как энергия от синтеза не совсем компенсирует энергию гравитационного сжатия, которое прекращается, когда начинается синтез.
источник