Evoluční charakteristické doby

Evoluční charakteristické časy [1] (nebo evoluční časové měřítka [2] ) v astronomii jsou charakteristická časová období, během kterých procházejí určité fáze hvězdného vývoje . Navzdory skutečnosti, že existuje mnoho fází hvězdného vývoje, které probíhají u různých hvězd různě, jsou všechny popsány třemi charakteristickými časy: jaderným , tepelným a volným pádem a pro většinu hvězd . $t_{n}$ ${\displaystyle t_{t))$ ${\displaystyle t_{d))$ ${\displaystyle t_{n}\gg t_{t}\gg t_{d))$

Časové osy

Jaderný čas

Jaderná charakteristická doba - doba, za kterou hvězda vyzáří veškerou energii, kterou má k dispozici pro získání termonukleárními reakcemi . Pro její vyhodnocení stačí uvažovat pouze přeměnu vodíku na helium [3] .

Ekvivalenci hmotnosti a energie vyjadřuje vzorec . Vezmeme-li v úvahu skutečnost, že při takové přeměně přechází 0,7 % hmotnosti vodíku na energii a u většiny hvězd spotřebuje pouze 10 % svého vodíku, je jaderná charakteristická doba vyjádřena následovně [1] [3] [ 4] : $E=mc^{2}$ $t_{n}$

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

kde je energie, kterou je hvězda schopna generovat při jaderných reakcích, je hmotnost hvězdy, je rychlost světla , je svítivost hvězdy. Pro Slunce je jaderný čas přibližně 10 miliard let, proto také platí následující vzorec [3] [4] : $E$ $M$ $C$ $L$

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

Vzhledem k závislosti hmotnosti - svítivosti mají hvězdy větší hmotnosti kratší jaderný čas než hvězdy s nízkou hmotností. Pro hvězdu o hmotnosti 30 M ⊙ je jaderný čas asi 2 miliony let [3] . U spalování helia lze uvažovat i s jaderným časem , ale je mnohem kratší díky tomu, že při této reakci se uvolňuje řádově méně energie na jednotku hmotnosti než při spalování vodíku [2] .

Tepelný čas

Čas tepelné charakteristiky ( Kelvinův - Helmholtzův čas) je doba, po kterou může hvězda vyzařovat energii, pokud se v ní zastaví termonukleární reakce [1] [3] .

Pokud se termonukleární reakce ve hvězdě zastaví a záření pokračuje, teplota uvnitř hvězdy začne klesat. V tomto případě je hydrostatická rovnováha ve hvězdě narušena a hvězda se začíná zmenšovat. Potenciální energie vlastní gravitační síly hvězdy je , ale díky viriální větě je polovina uvolněné energie vyzářena a druhá polovina je vynaložena na ohřev [5] . Tepelný čas je tedy vyjádřen následovně [3] [4] : $GM^{2}/r$ ${\displaystyle t_{t))$

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

kde je hmotnost hvězdy, je její poloměr, je svítivost, je gravitační konstanta . Pro Slunce je tepelná doba 20 milionů let, což je 500krát kratší doba než doba jaderná. Tepelný čas lze vyjádřit následovně [3] : $M$ $R$ $L$ $G$

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

Stejně jako pro jaderný čas platí, že čím kratší, tím hmotnější je hvězda [2] .

Dynamický čas

Doba volného pádu (dynamická doba) je doba, za kterou se hvězda zhroutí vlivem vlastní gravitace , pomine -li tlak , který ji vyrovnává , nebo doba, za kterou dojde k přestavbě struktury hvězdy, dojde-li k rovnováze mezi silami tlak a gravitace je narušena [1] . Tuto dobu lze odhadnout jako dobu potřebnou pro volný pád částice do středu hvězdy – prostřednictvím třetího Keplerova zákona [3] [4] :

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

kde je hmotnost hvězdy, je její poloměr, je gravitační konstanta . U Slunce je dynamický čas asi půl hodiny [3] [4] . $M$ $R$ $G$

Charakteristické časy pro různé fáze evoluce

Nejen pro Slunce, ale i pro ostatní hvězdy je jaderný čas mnohem delší než tepelný a tepelný je delší než dynamický. Většinu života hvězdy v ní proto probíhají termojaderné reakce a doba trvání tohoto stupně je popsána jaderným časem [2] [4] .

Tepelný čas platí pro stádium protohvězdy , kdy hvězda má nedostatečnou hustotu jádra a teplotu, aby kompenzovala svůj energetický výdej záření termonukleárními reakcemi. Dynamický čas platí pro kontrakci molekulárního mračna , ze kterého se později stane protohvězda, stejně jako pro výbuch supernovy na konci života hvězdy, při kterém se její jádro zhroutí a stane se neutronovou hvězdou nebo černou dírou [2] [4 ] .

Poznámky

↑ 1 2 3 4 Chechev V. P., Kramarovsky Ya. P. Teorie jaderné fúze ve hvězdách: proces pomalého záchytu neutronů // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - 1981. - S. 433-434 .
↑ 1 2 3 4 5 Belyaeva E. E. Fyzika hvězd . Rovnice hydrostatické rovnováhy . Kazaňská federální univerzita . (neurčitý)
↑ 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 s. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Philip Armitage. Časová měřítka hvězdného vývoje . University of Colorado . (neurčitý)
↑ Virální teorém / Novikov I. D. // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie / Redakční rada: R. A. Sunjajev (šéfredaktor) a další - 2. vyd. - M .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 167-168. — 70 000 výtisků.