astro.wikisort.org - Наука

Эволюционные характерные времена[1] (или эволюционные временные шкалы[2]) в астрономии — характерные временные периоды, за которые проходят те или иные этапы звёздной эволюции. Несмотря на то, что существует множество стадий звёздной эволюции, по-разному проходящих у разных звёзд, все они описываются тремя характерными временами: ядерным ${\displaystyle t_{n}}$, тепловым ${\displaystyle t_{t}}$ и временем свободного падения ${\displaystyle t_{d}}$, причём для большинства звёзд ${\displaystyle t_{n}\gg t_{t}\gg t_{d}}$.

Временные шкалы

Ядерное время

Ядерное характерное время — время, за которое звезда излучает всю энергию, доступную ей для получения термоядерными реакциями. Для его оценки достаточно рассматривать только превращение водорода в гелий[3].

Эквивалентность массы и энергии выражается формулой ${\displaystyle E=mc^{2}}$. С учётом того, что при таком превращении в энергию переходит 0,7% массы водорода, а в большинстве звёзд тратит лишь 10% своего водорода, ядерное характерное время ${\displaystyle t_{n}}$ выражается следующим образом[1][3][4]:

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

где ${\displaystyle E}$ — энергия, которую звезда способна выработать в ядерных реакциях, ${\displaystyle M}$ — масса звезды, ${\displaystyle c}$ — скорость света, ${\displaystyle L}$ — светимость звезды. Для Солнца ядерное время равно примерно 10 миллиардам лет, следовательно, справедлива и такая формула[3][4]:

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

В силу зависимости масса — светимость, у звёзд большей массы ядерное время короче, чем у маломассивных. Для звезды массой 30 M_⊙ ядерное время составляет около 2 миллионов лет[3]. Ядерное время можно рассматривать и для горения гелия, но оно значительно короче из-за того, что при этой реакции выделяется на порядок меньше энергии на единицу массы, чем при горении водорода[2].

Тепловое время

Тепловое характерное время (время Кельвина — Гельмгольца) — время, в течение которого звезда может излучать энергию, если в ней прекратятся термоядерные реакции[1][3].

Если в звезде прекращаются термоядерные реакции, а излучение продолжается, то температура внутри неё начинает падать. В таком случае гидростатическое равновесие в звезде нарушается, и она начинает сжиматься. Потенциальная энергия собственной силы тяготения звезды равна ${\displaystyle GM^{2}/r}$, но вследствие теоремы вириала половина выделенной энергии излучается, а другая половина уходит на нагрев[5]. Таким образом, тепловое время ${\displaystyle t_{t}}$ выражается так[3][4]:

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

где ${\displaystyle M}$ — масса звезды, ${\displaystyle R}$ — её радиус, ${\displaystyle L}$ — светимость, ${\displaystyle G}$ — гравитационная постоянная. Для Солнца тепловое время равно 20 миллионам лет, что в 500 раз короче ядерного. Тепловое время можно выразить следующим образом[3]:

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

Так же, как и для ядерного времени, оно тем короче, чем массивнее звезда[2].

Динамическое время

Время свободного падения (динамическое время) — время, за которое звезда сколлапсирует под действием собственной гравитации, если уравновешивающее её давление пропадёт, либо время, за которое структура звезды перестроится при нарушении баланса между силами давления и гравитации[1]. Это время можно оценить как время, которое понадобится свободного падающей частице в центр звезды — через третий закон Кеплера[3][4]:

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

где ${\displaystyle M}$ — масса звезды, ${\displaystyle R}$ — её радиус, ${\displaystyle G}$ — гравитационная постоянная. Для Солнца динамическое время составляет около половины часа[3][4].

Характерные времена для разных стадий эволюции

Не только для Солнца, но и для других звёзд ядерное время значительно длиннее теплового, а тепловое — дольше динамического. Поэтому большую часть жизни звезды в ней идут термоядерные реакции, и длительность этой стадии описывается ядерным временем[2][4].

Тепловое время применимо к стадии протозвезды, когда звезда имеет недостаточную плотность и температуру в ядре, чтобы компенсировать термоядерными реакциями свои затраты энергии на излучение. Динамическое время применимо к сжатию молекулярного облака, которое впоследствии становится протозвездой, а также к взрыву сверхновой в конце жизни звезды, при котором её ядро коллапсирует и становится нейтронной звездой или чёрной дырой[2][4].

Примечания

На других языках

---

[es] Escalas de tiempo estelares

Las estrellas son sistemas que permanecen estables durante la mayor parte de su vida. Pero los cambios de una fase a otra son etapas de transición que se rigen en escalas de tiempo mucho más cortas. A pesar de eso casi todas las escalas temporales superan con mucho a la humana. Las estrellas se hallan en un delicado equilibrio hidrostático entre la presión originada por las reacciones nucleares y la atracción gravitatorioria generada por toda su masa. La aceleración vertical neta del plasma que la compone habitualmente es casi nula por lo que casi siempre se dice que las estrellas están en condiciones cuasiestáticas. De hecho, vence la presión lo que conlleva ligeras pérdidas de masa en forma de viento solar, fulguraciones, eyecciones de masa coronal u otros fenómenos extrusivos. Pero para las estrellas de menos de 10 masas solares estas pérdidas son despreciables con respecto a su masa total.

---

- [ru] Эволюционные характерные времена

---

---