Timpurile caracteristice evolutive

Timpii caracteristici evolutivi [1] (sau scările de timp evolutive [2] ) în astronomie sunt perioade de timp caracteristice în care trec anumite etape ale evoluției stelare . În ciuda faptului că există multe etape ale evoluției stelare care trec diferit pentru diferite stele, toate sunt descrise de trei timpi caracteristici: timp nuclear , termic și de cădere liberă și pentru majoritatea stelelor . $t_{n}$ $t_{t)$ $t_{d)$ $t_{n}\gg t_{t}\gg t_{d)$

Cronologie

Timpul nuclear

Timp caracteristic nuclear - timpul în care steaua radiază toată energia disponibilă pentru obținerea prin reacții termonucleare . Pentru a-l evalua, este suficient să luăm în considerare doar conversia hidrogenului în heliu [3] .

Echivalența masei și energiei este exprimată prin formula . Ținând cont de faptul că în timpul unei astfel de transformări, 0,7% din masa hidrogenului trece în energie, iar la majoritatea stelelor își cheltuiește doar 10% din hidrogenul său, timpul caracteristic nuclear se exprimă astfel [1] [3] [ 4] : $E=mc^{2}$ $t_{n}$

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

unde este energia pe care o stea este capabilă să o genereze în reacțiile nucleare, este masa stelei, este viteza luminii , este luminozitatea stelei. Pentru Soare , timpul nuclear este de aproximativ 10 miliarde de ani, prin urmare, este valabilă și următoarea formulă [3] [4] : $E$ $M$ $c$ $L$

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

Datorită dependenței de masă - luminozitate , stelele cu masă mai mare au un timp nuclear mai scurt decât stelele cu masă mică. Pentru o stea cu masa de 30 M ⊙ , timpul nuclear este de aproximativ 2 milioane de ani [3] . Timpul nuclear poate fi considerat și pentru arderea heliului , dar este mult mai scurt datorită faptului că această reacție eliberează cu un ordin de mărime mai puțină energie pe unitatea de masă decât arderea hidrogenului [2] .

Timp termic

Timpul caracteristic termic ( timpul Kelvin - Helmholtz ) este timpul în care o stea poate radia energie dacă reacțiile termonucleare se opresc în ea [1] [3] .

Dacă reacțiile termonucleare se opresc într-o stea și radiația continuă, atunci temperatura din interiorul acesteia începe să scadă. În acest caz, echilibrul hidrostatic în stea este perturbat și începe să se micșoreze. Energia potențială a propriei forțe gravitaționale a stelei este , dar datorită teoremei viriale, jumătate din energia eliberată este radiată, iar cealaltă jumătate este cheltuită pentru încălzire [5] . Astfel, timpul termic este exprimat astfel [3] [4] : $GM^{2}/r$ $t_{t)$

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

unde este masa stelei, este raza acesteia, este luminozitatea, este constanta gravitațională . Pentru Soare, timpul termic este de 20 de milioane de ani, ceea ce este de 500 de ori mai scurt decât timpul nuclear. Timpul termic poate fi exprimat astfel [3] : $M$ $R$ $L$ $G$

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

La fel ca și pentru timpul nuclear, este cu cât steaua este mai scurtă, cu atât mai masivă [2] .

Timp dinamic

Timpul de cădere liberă (timpul dinamic) este timpul în care steaua se prăbușește sub influența propriei gravitații dacă dispare presiunea care o echilibrează , sau timpul în care structura stelei este refăcută dacă echilibrul dintre forțele de presiunea și gravitația este perturbată [1] . Acest timp poate fi estimat ca timpul necesar unei particule în cădere liberă către centrul stelei - prin legea a treia a lui Kepler [3] [4] :

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

unde este masa stelei, este raza acesteia, este constanta gravitațională . Pentru Soare, timpul dinamic este de aproximativ o jumătate de oră [3] [4] . $M$ $R$ $G$

Timpi caracteristici pentru diferite stadii de evoluție

Nu numai pentru Soare, ci și pentru alte stele, timpul nuclear este mult mai lung decât timpul termic, iar timpul termic este mai lung decât timpul dinamic. Prin urmare, în cea mai mare parte a vieții unei stele, în ea au loc reacții termonucleare, iar durata acestei etape este descrisă de timpul nuclear [2] [4] .

Timpul termic se aplică stadiului de protostea , când steaua are o densitate și o temperatură a miezului insuficiente pentru a compensa consumul de energie radiativă prin reacții termonucleare. Timpul dinamic se aplică contracției unui nor molecular , care mai târziu devine protostea, precum și unei explozii de supernovă la sfârșitul vieții unei stele, în care miezul său se prăbușește și devine o stea neutronică sau o gaură neagră [2] [4 ]. ] .

Note

↑ 1 2 3 4 Chechev V. P., Kramarovsky Ya. P. Theory of nuclear fusion in stars: the process of slow neutron capture // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - 1981. - S. 433-434 .
↑ 1 2 3 4 5 Belyaeva E. E. Fizica stelelor . Ecuația de echilibru hidrostatic . Universitatea Federală din Kazan . (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Karttunen H.; Kröger P.; Oja H.; Poutanen M.; Donner KJ Astronomie fundamentală . - Springer, 2007. - S. 243. - 510 p. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Philip Armitage. Scale de timp ale evoluției stelare . Universitatea din Colorado . (nedefinit)
↑ Teorema Virial / Novikov I. D. // Fizica spațială: Little Encyclopedia / Colegiul de redacție: R. A. Sunyaev (redactor-șef) și alții - ed. a II-a. - M .: Enciclopedia Sovietică , 1986. - S. 167-168. — 70.000 de exemplare.