¿Cuál es la escala de tiempo del inicio de la fusión nuclear cuando la estrella tipo T Tauri se transforma en una estrella de secuencia principal?
El artículo de Wikipedia sobre las estrellas tipo T Tauri menciona:
Sus temperaturas centrales son demasiado bajas para la fusión de hidrógeno. En cambio, están alimentados por energía gravitacional liberada a medida que las estrellas se contraen, mientras se mueven hacia la secuencia principal, que alcanzan después de unos 100 millones de años.
Los 100 millones de años mencionados son el período en que la estrella está en su estado estable (bueno, tan estable como las turbulentas estrellas tipo T Tauri) sin fusión nuclear. Luego, una vez que comienza la fusión, obtenemos entre 3 millones y cientos de miles de millones de años de secuencia principal, dependiendo de la masa de la estrella resultante.
Lo que me interesa es qué tan largo es el período de transición entre los dos - ignición de la reacción nuclear - tiempo entre "toda la energía producida por la contracción gravitacional" y "la mayor parte de la energía producida por la fusión nuclear".
Me imagino que este período podría ser bastante corto, y el efecto es bastante rápido y turbulento a medida que la fusión inicial aumenta drásticamente la temperatura local (y, como resultado, la presión), lo que lleva a que las condiciones conductoras para la fusión se extiendan rápidamente sobre el volumen que ya está a punto de entrar en el fusión en todas partes dentro de la protostar, esencialmente un incendio forestal nuclear que abarca el gas reunido, comenzando una reacción en cadena.
¿Tengo razón en mi suposición de que este proceso es bastante rápido? ¿Alguna vez se observó? O, por el contrario, ¿la intensidad de la reacción de fusión aumenta gradual y lentamente desde cero durante muchos millones de años de formación estelar?
