Evoluutiolle ominaisia aikoja

Evoluutiolle ominaiset ajat [1] (tai evoluution aika-asteikot [2] ) tähtitiedessä ovat tunnusomaisia ajanjaksoja, joiden aikana tietyt tähtien evoluution vaiheet kulkevat . Huolimatta siitä, että tähtien evoluutiossa on monia eri vaiheita, jotka kulkevat eri tavalla eri tähdillä, niitä kaikkia kuvataan kolmella tyypillisellä ajalla: ydin- , lämpö- ja vapaan pudotuksen aika sekä useimmilla tähdillä . $t_{n}$ ${\näyttötyyli t_{t))$ ${\näyttötyyli t_{d))$ ${\displaystyle t_{n}\gg t_{t}\gg t_{d))$

Aikajanat

Ydinaika

Ytimen ominaisaika - aika, jonka aikana tähti säteilee kaiken energian, joka on käytettävissään lämpöydinreaktioiden avulla . Sen arvioimiseksi riittää, kun tarkastellaan vain vedyn muuttumista heliumiksi [3] .

Massan ja energian ekvivalenssi ilmaistaan kaavalla . Kun otetaan huomioon se tosiasia, että tällaisen muutoksen aikana vedyn massasta 0,7 % siirtyy energiaksi ja useimmissa tähdissä se käyttää vain 10 % vedystä, ytimen ominaisaika ilmaistaan seuraavasti [1] [3] [ 4] : $E=mc^{2}$ $t_{n}$

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

missä on energia, jonka tähti pystyy tuottamaan ydinreaktioissa, on tähden massa, on valon nopeus , on tähden kirkkaus. Auringon ydinaika on noin 10 miljardia vuotta, joten myös seuraava kaava pätee [3] [4] : $E$ $M$ $c$ $L$

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

Massavalon riippuvuuden vuoksi massaltaan suuremmilla tähdillä on lyhyempi ydinaika kuin pienimassaisilla tähdillä. Tähdelle, jonka massa on 30 M⊙ , ydinaika on noin 2 miljoonaa vuotta [3] . Ydinaikaa voidaan myös harkita heliumin palamisessa , mutta se on paljon lyhyempi, koska tämä reaktio vapauttaa suuruusluokkaa vähemmän energiaa massayksikköä kohti kuin vedyn palaminen [2] .

Lämpöaika

Terminen ominaisaika ( Kelvin - Helmholtz -aika) on aika, jonka aikana tähti voi säteillä energiaa, jos siinä pysähtyvät lämpöydinreaktiot [1] [3] .

Jos lämpöydinreaktiot pysähtyvät tähdessä ja säteily jatkuu, lämpötila sen sisällä alkaa laskea. Tässä tapauksessa tähden hydrostaattinen tasapaino häiriintyy ja se alkaa kutistua. Tähden oman gravitaatiovoiman potentiaalienergia on , mutta viriaalilauseen vuoksi puolet vapautuneesta energiasta säteilee ja toinen puoli kuluu lämmitykseen [5] . Siten lämpöaika ilmaistaan seuraavasti [3] [4] : $GM^{2}/r$ ${\näyttötyyli t_{t))$

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

missä on tähden massa, on sen säde, on valovoima, on gravitaatiovakio . Auringon lämpöaika on 20 miljoonaa vuotta, mikä on 500 kertaa lyhyempi kuin ydinaika. Terminen aika voidaan ilmaista seuraavasti [3] : $M$ $R$ $L$ $G$

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

Ydinajan tavoin se on mitä lyhyempi, sitä massiivisempi tähti [2] .

Dynaaminen aika

Vapaan pudotuksen aika (dynaaminen aika) on aika, jonka aikana tähti romahtaa oman painovoimansa vaikutuksesta , jos sitä tasapainottava paine katoaa, tai aika, jonka aikana tähden rakenne rakentuu uudelleen, jos tähtivoimat tasapainottavat. paine ja painovoima häiriintyvät [1] . Tämä aika voidaan arvioida ajaksi, joka tarvitaan vapaasti putoavan hiukkasen saavuttamiseen tähden keskustaan Keplerin kolmannen lain avulla [3] [4] :

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

missä on tähden massa, on sen säde, on gravitaatiovakio . Auringon dynaaminen aika on noin puoli tuntia [3] [4] . $M$ $R$ $G$

Tunnusomaiset ajat evoluution eri vaiheille

Auringon lisäksi myös muiden tähtien ydinaika on paljon pidempi kuin lämpöaika, ja lämpöaika on pidempi kuin dynaaminen aika. Siksi suurimman osan tähden elämästä siinä tapahtuu lämpöydinreaktioita, ja tämän vaiheen kestoa kuvataan ydinajalla [2] [4] .

Terminen aika koskee prototähtien vaihetta , jolloin tähdellä ei ole tarpeeksi ydintiheyttä ja lämpötilaa kompensoimaan sen säteilyenergian kulutusta lämpöydinreaktioiden avulla. Dynaaminen aika koskee molekyylipilven supistumista , josta tulee myöhemmin prototähti, sekä supernovaräjähdystä tähden elämän lopussa, jossa sen ydin romahtaa ja muuttuu neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi [2] [4 ] ] .

Muistiinpanot

↑ 1 2 3 4 Chechev V. P., Kramarovsky Ya. P. Ydinfuusion teoria tähdissä: hitaan neutronien sieppausprosessi // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - 1981. - S. 433-434 .
↑ 1 2 3 4 5 Beljajeva E. E. Tähtien fysiikka . Hydrostaattinen tasapainoyhtälö . Kazanin liittovaltion yliopisto . (määrätön)
↑ 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. Tähtien evoluution aika-asteikot . Coloradon yliopisto . (määrätön)
↑ Viriaalilause / Novikov I. D. // Avaruusfysiikka: Pieni Encyclopedia / Toimituslautakunta: R. A. Sunyaev (päätoimittaja) ja muut - 2. painos. - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja , 1986. - S. 167-168. – 70 000 kappaletta.

Evoluutiolle ominaisia ​​aikoja