Nukleär tid

Kärntid ( engelsk  nuclear timescale ) - en uppskattning av livslängden för en stjärna , endast baserad på stjärnans utgiftshastighet för det ämne som är involverat i kärnreaktioner. Tillsammans med termisk tid och fritt falltid används denna kvantitet för att uppskatta hur länge en stjärna kommer att finnas kvar i ett visst utvecklingsstadium om vissa villkor är uppfyllda. Faktum är att livstiden för en stjärna är längre än kärntid, för efter att ha uttömt en typ av "bränsle" kan termonukleära reaktioner börja använda tyngre atomer: förbränning av väte ersätts av förbränning av helium, och så vidare. Alla steg efter förbränningen av väte i aggregatet varar dock inte mer än 10 % av väteförbränningstiden.

Stjärnastrofysik

I grund och botten bestäms nukleär tid av vätehalten, eftersom väte är huvudämnet involverat i kärnreaktioner. I stjärnornas inre förvandlas väte till helium. När vätereserverna är slut kan heliumförbränning börja.

här är M stjärnans massa, X är den del av stjärnan som består av brinnande materia, L är stjärnans ljusstyrka , Q är energin som frigörs under kärnreaktioner per massenhet av det brinnande materialet (för att få detta värde , du behöver studera kärnreaktionsekvationen ), F - den del av stjärnan där materia brinner/rhenium (F är vanligtvis runt 0,1). Till exempel är kärntiden för solen cirka 10 miljarder år.