Estrellas T Tauri

La clase de estrellas conocidas como estrellas T Tauri es aquella para la cual la intensidad varía erráticamente. Las estrellas en esa clase tienen una amplia gama de tipos espectrales y pueden variar su intensidad en varias magnitudes. Son fuertes emisoras de infrarrojos. Las estrellas T Tauri se caracterizan por fuertes líneas de emisión que sobrepasan a las líneas de absorción. La presunción es que se trata de estrellas que aún no han alcanzado la secuencia principal y se han establecido en un comportamiento estable y predecible. Se cree que el comportamiento de emisión intensa está asociado con una cromosfera extensa que rodea a las estrellas jóvenes.

Las estrellas T Tauri tienden a encontrarse muy cerca unas de otras en agrupaciones conocidas como asociaciones T. También existe una asociación con regiones nebulosas brillantes de gas y polvo conocidas como objetos Herbig-Haro. La estrella prototipo T Tauri está incrustada en el objeto más brillante Herbig-Haro.

Se puede ver que la estrella prototipo T Tauri (un sistema binario) está incrustada en un entorno complejo en esta imagen infrarroja de alta resolución. Además de la nebulosidad del objeto Herbig-Haro, hay chorros y otras características que indican una alta actividad. Muchas estrellas T Tauri están acompañadas por discos de material que pueden ser los precursores de los discos protoplanetarios de futuras estrellas de secuencia principal. Se discute la posibilidad de que el Sol haya pasado por una etapa T Tauri hace unos cinco mil millones de años. Imagen accedida en el sitio de Swinburne, crédito de la imagen C. y F. Roddler Institute for Astronomy, Honolulu, Hawaii.

El consenso parece ser que las estrellas T Tauri son estrellas recién formadas (< 10 millones de años) de masa baja a intermedia (< 3 masas solares) que están en proceso de colapso gravitacional pero aún no han alcanzado la temperatura necesaria para haber comenzado la fusión nuclear. El tiempo para este colapso sería muy corto si solo fuera un colapso de caída libre, pero el colapso se ve obstaculizado por la presión de radiación y otros efectos. El tiempo de colapso para la ignición nuclear puede ser de 100 millones de años (Swinburne), por lo que la gran luminosidad de estas estrellas de etapa intermedia proviene de su gran tamaño y los procesos atómicos activos alimentados por la energía del colapso gravitacional.