T Tauri-stjärnan

T Tauri-stjärnor är de yngsta synliga stjärnorna av spektraltyp F, G, K och M (<2 M☉). Deras yttemperaturer är liknande dem för huvudföljdstjärnor med samma massa, men de är betydligt mer ljusstarka eftersom deras radier är större. Deras centrala temperaturer är för låga för vätefusion. I stället drivs de av gravitationsenergi som frigörs när stjärnorna drar ihop sig medan de rör sig mot huvudföljden, som de når efter cirka 100 miljoner år. De roterar vanligtvis med en period mellan en och tolv dagar, jämfört med en månad för solen, och är mycket aktiva och föränderliga.

Det finns bevis för att stora områden är täckta av stjärnfläckar, och de har intensiva och föränderliga röntgen- och radioutsläpp (ungefär 1000 gånger mer än solen). Många har extremt kraftiga stjärnvindar; vissa kastar ut gas i bipolära jetstrålar med hög hastighet. En annan källa till variationer i ljusstyrkan är klumpar (protoplaneter och planetesimaler) i skivan som omger T Tauri-stjärnor.

Utstötning av en bubbla av het gas från XZ Tauri, ett binärt system av T Tauri-stjärnor. Skalan är mycket större än solsystemets.

Dess spektrum visar ett högre litiumöverskott än solen och andra huvudföljdstjärnor eftersom litium förstörs vid temperaturer över 2 500 000 K. Från en studie av litiumförråden i 53 T Tauri-stjärnor har man funnit att litiumförbränningen varierar starkt med storleken, vilket tyder på att ”litiumförbränning” av P-P-kedjan under de sista mycket konvektiva och instabila stadierna under den senare fasen före huvudföljden av Hayashi-kontraktionen kan vara en av de viktigaste energikällorna för T Tauri-stjärnor. Snabb rotation tenderar att förbättra blandningen och öka transporten av litium till djupare lager där det förstörs. T Tauri-stjärnor ökar i allmänhet sin rotationshastighet när de åldras, genom kontraktion och spin-up, eftersom de sparar vinkelmoment. Detta leder till att litiumförlusten ökar med åldern. Litiumförbränningen kommer också att öka med högre temperaturer och massa, och kommer att pågå i högst lite mer än 100 miljoner år.

P-P-kedjan för litiumförbränning är följande

.

Det kommer inte att förekomma i stjärnor med mindre än sextio gånger Jupiters massa (MJ). På så sätt kan hastigheten för litiumförbrukningen användas för att beräkna stjärnans ålder.