Evolutionära karaktäristiska tider

Evolutionära karakteristiska tider [1] (eller evolutionära tidsskalor [2] ) inom astronomi är karakteristiska tidsperioder under vilka vissa stadier av stjärnevolution passerar . Trots det faktum att det finns många stadier av stjärnutveckling som passerar olika för olika stjärnor, beskrivs de alla av tre karakteristiska tider: nukleär , termisk och fritt falltid , och för de flesta stjärnor . $t_{n}$ ${\displaystyle t_{t))$ ${\displaystyle t_{d))$ ${\displaystyle t_{n}\gg t_{t}\gg t_{d))$

Tidslinjer

Nukleär tid

Kärnkarakteristisk tid - den tid under vilken stjärnan utstrålar all tillgänglig energi för att erhållas genom termonukleära reaktioner . För att utvärdera det räcker det att endast överväga omvandlingen av väte till helium [3] .

Ekvivalensen mellan massa och energi uttrycks med formeln . Med hänsyn till det faktum att under en sådan omvandling övergår 0,7 % av vätemassan till energi, och i de flesta stjärnor förbrukar den endast 10 % av sitt väte, uttrycks den nukleära karakteristiska tiden enligt följande [1] [3] [ 4] : $E=mc^{2}$ $t_{n}$

t_{n}={\frac {E}{L}}={\frac {0{,}007\cdot 0{,}001Mc^{2}}{L}},

var är energin som en stjärna kan generera i kärnreaktioner, är stjärnans massa, är ljusets hastighet , är stjärnans ljusstyrka. För solen är kärntiden ungefär 10 miljarder år, därför är följande formel också giltig [3] [4] : $E$ $M$ $c$ $L$

t_{n}={\frac {M/M_{\odot }}{L/L_{\odot }}}\cdot 10^{10}{\text{ år}}

På grund av beroendemassan - ljusstyrka har stjärnor med större massa en kortare kärntid än stjärnor med låg massa. För en stjärna med massan 30 M ⊙ är kärntiden cirka 2 miljoner år [3] . Kärntid kan också övervägas för heliumförbränning , men den är mycket kortare på grund av att denna reaktion frigör en storleksordning mindre energi per massenhet än väteförbränning [2] .

Termisk tid

Termisk karakteristisk tid ( Kelvin - Helmholtz- tid) är den tid under vilken en stjärna kan utstråla energi om termonukleära reaktioner upphör i den [1] [3] .

Om termonukleära reaktioner upphör i en stjärna och strålningen fortsätter, börjar temperaturen inuti den att sjunka. I det här fallet störs den hydrostatiska jämvikten i stjärnan, och den börjar krympa. Den potentiella energin för stjärnans egen gravitationskraft är , men på grund av virialsatsen utstrålas hälften av den frigjorda energin, och den andra hälften går åt till uppvärmning [5] . Således uttrycks den termiska tiden enligt följande [3] [4] : $GM^{2}/r$ ${\displaystyle t_{t))$

t_{t}={\frac {0{,}5GM^{2}}{RL}},

var är stjärnans massa, är dess radie, är ljusstyrkan, är gravitationskonstanten . För solen är den termiska tiden 20 miljoner år, vilket är 500 gånger kortare än kärntiden. Termisk tid kan uttryckas enligt följande [3] : $M$ $R$ $L$ $G$

$t_{t}={\frac {(M/M_{\odot })^{2}}{(R/R_{\odot })(L/L_{\odot }}))))\cdot 2 \cdot 10^{7}{\text{ år))$

Liksom för nukleär tid är den ju kortare, desto mer massiv stjärnan [2] .

Dynamisk tid

Tiden för fritt fall (dynamisk tid) är den tid under vilken stjärnan kollapsar under påverkan av sin egen gravitation om tryckbalanseringen den försvinner, eller den tid under vilken stjärnans struktur återuppbyggs om balansen mellan krafterna på tryck och gravitation störs [1] . Denna tid kan uppskattas som den tid som krävs för en fritt fallande partikel till stjärnans centrum - genom Keplers tredje lag [3] [4] :

t_{d}={\frac {2\pi }{2}}{\sqrt {\frac {(R/2)^{3}}{GM}}}\approx {\sqrt {\frac {R^{3}}{GM}}},

var är stjärnans massa, är dess radie, är gravitationskonstanten . För Solen är den dynamiska tiden ungefär en halvtimme [3] [4] . $M$ $R$ $G$

Karakteristiska tider för olika evolutionsstadier

Inte bara för solen utan även för andra stjärnor är kärntiden mycket längre än termisk tid, och termisk tid är längre än dynamisk tid. Under större delen av en stjärnas liv sker därför termonukleära reaktioner i den, och varaktigheten av detta stadium beskrivs av kärntid [2] [4] .

Termisk tid gäller för protostjärnstadiet , när stjärnan har otillräcklig kärntäthet och temperatur för att kompensera för sin strålningsenergiförbrukning genom termonukleära reaktioner. Dynamisk tid gäller sammandragningen av ett molekylärt moln , som senare blir en protostjärna, samt en supernovaexplosion i slutet av en stjärnas liv, där dess kärna kollapsar och blir en neutronstjärna eller ett svart hål [2] [4 ] .

Anteckningar

↑ 1 2 3 4 Chechev V. P., Kramarovsky Ya. P. Teori om kärnfusion i stjärnor: processen för långsam neutronfångst // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - 1981. - S. 433-434 .
↑ 1 2 3 4 5 Belyaeva E. E. Stjärnornas fysik . Hydrostatisk jämviktsekvation . Kazans federala universitet . (obestämd)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Karttunen H.; Kröger P.; Oja H.; Poutanen M.; Donner KJ Fundamental Astronomy . - Springer, 2007. - S. 243. - 510 sid. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Philip Armitage. Tidsskalor för stjärnutveckling . University of Colorado . (obestämd)
↑ Virial teorem / Novikov I. D. // Space Physics: Little Encyclopedia / Redaktionsråd: R. A. Sunyaev (chefredaktör) och andra - 2:a upplagan. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 167-168. — 70 000 exemplar.