Evolúciós jellemző idők

Az evolúciós jellemző idők [1] (vagy az evolúciós időskálák [2] ) a csillagászatban olyan jellegzetes időszakok, amelyek során a csillagfejlődés bizonyos szakaszai elhaladnak . Annak ellenére, hogy a csillagfejlődésnek számos szakasza van, amelyek különböző csillagok esetében eltérőek, mindegyiket három jellemző idővel írják le: nukleáris , termikus és szabadesési idővel , valamint a legtöbb csillag esetében . $t_{n}$ ${\displaystyle t_{t))$ ${\displaystyle t_{d))$ ${\displaystyle t_{n}\gg t_{t}\gg t_{d))$

Idővonalak

Nukleáris idő

Nukleáris karakterisztikus idő - az az idő, amely alatt a csillag kisugározza a számára rendelkezésre álló összes energiát a termonukleáris reakciók során . Kiértékeléséhez elegendő csak a hidrogén héliummá való átalakulását figyelembe venni [3] .

A tömeg és az energia egyenértékűségét a képlet fejezi ki . Figyelembe véve azt a tényt, hogy egy ilyen átalakulás során a hidrogén tömegének 0,7%-a megy át energiává, és a legtöbb csillagban csak a hidrogénének 10%-át költi el, a magjellemző időt a következőképpen fejezzük ki [1] [3] [ 4] : $E=mc^{2}$ $t_{n}$

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

hol van az az energia, amelyet egy csillag magreakciók során képes generálni, a csillag tömege, a fénysebesség , a csillag fényessége. A Nap esetében a nukleáris idő körülbelül 10 milliárd év, ezért a következő képlet is érvényes [3] [4] : $E$ $M$ $c$ $L$

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

A tömeg-fényesség függősége miatt a nagyobb tömegű csillagok nukleáris ideje rövidebb, mint a kis tömegű csillagoké. Egy 30 M⊙ tömegű csillag esetében a magidő körülbelül 2 millió év [3] . A hélium égésénél a nukleáris idő is számításba vehető , de sokkal rövidebb, mivel ez a reakció nagyságrenddel kevesebb energiát szabadít fel egységnyi tömegre, mint a hidrogénégetés [2] .

Termikus idő

A hőkarakterisztikus idő ( Kelvin - Helmholtz idő) az az idő, amely alatt egy csillag energiát sugározhat, ha a termonukleáris reakciók leállnak benne [1] [3] .

Ha a termonukleáris reakciók megállnak egy csillagban, és a sugárzás folytatódik, akkor a belsejében a hőmérséklet csökkenni kezd. Ebben az esetben a csillag hidrosztatikus egyensúlya megbomlik, és zsugorodni kezd. A csillag saját gravitációs erejének potenciális energiája , de a viriális tétel miatt a felszabaduló energia felét kisugározzák, a másik felét fűtésre fordítják [5] . Így a termikus időt a következőképpen fejezzük ki [3] [4] : $GM^{2}/r$ ${\displaystyle t_{t))$

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

hol a csillag tömege, sugara, fényessége, gravitációs állandója . A Nap termikus ideje 20 millió év, ami 500-szor rövidebb, mint a nukleáris idő. A termikus idő a következőképpen fejezhető ki [3] : $M$ $R$ $L$ $G$

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

A nukleáris időhöz hasonlóan ez is minél rövidebb, annál nagyobb tömegű a csillag [2] .

Dinamikus idő

A szabadesés ideje (dinamikus idő) az az idő, amely alatt a csillag saját gravitációja hatására összeomlik, ha megszűnik a nyomást kiegyenlítő nyomás , vagy az az idő, ameddig a csillag szerkezete újjáépül, ha az erők egyensúlya nyomás és gravitáció zavart [1] . Ez az idő megbecsülhető úgy, mint az az idő, amely ahhoz szükséges, hogy egy szabadon zuhanó részecske a csillag középpontjába érjen – Kepler harmadik törvénye alapján [3] [4] :

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

hol a csillag tömege, a sugara, a gravitációs állandó . A Nap esetében a dinamikus idő körülbelül fél óra [3] [4] . $M$ $R$ $G$

Az evolúció különböző szakaszaira jellemző idők

Nemcsak a Nap, hanem más csillagok esetében is a nukleáris idő sokkal hosszabb, mint a termikus idő, a termikus idő pedig hosszabb, mint a dinamikus idő. Ezért a csillagok életének nagy részében termonukleáris reakciók mennek végbe benne, és ennek a szakasznak az időtartamát a magidő írja le [2] [4] .

A termikus idő a protocsillag- stádiumra vonatkozik , amikor a csillag magsűrűsége és hőmérséklete nem elegendő ahhoz, hogy kompenzálja a termonukleáris reakciók általi sugárzási energiafelhasználását. A dinamikus idő egy molekulafelhő összehúzódására vonatkozik , amelyből később protocsillag lesz, valamint a csillag élete végén fellépő szupernóva-robbanásra , amelyben a mag összeomlik és neutroncsillaggá vagy fekete lyuká válik [2] [4 ] ] .

Jegyzetek

↑ 1 2 3 4 Chechev V. P., Kramarovsky Ya. P. A magfúzió elmélete csillagokban: a lassú neutronbefogás folyamata // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - 1981. - S. 433-434 .
↑ 1 2 3 4 5 Beljajeva E. E. Csillagok fizikája . Hidrosztatikus egyensúlyi egyenlet . Kazany Szövetségi Egyetem . (határozatlan)
↑ 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 p. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Philip Armitage. A csillagfejlődés időskálái . Colorado Egyetem . (határozatlan)
↑ Viriális tétel / Novikov I. D. // Űrfizika: Kis Enciklopédia / Szerkesztőbizottság: R. A. Sunyaev (főszerkesztő) és mások - 2. kiadás. - M .: Szovjet Enciklopédia , 1986. - S. 167-168. — 70.000 példány.