Эволюционные характерные времена

Эволюционные характерные времена (или эволюционные временные шкалы) 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 , тепловым  и временем свободного падения , причём для большинства звёзд .

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. 

Эквивалентность массы и энергии выражается формулой . 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  выражается следующим образом:

 

где  — энергия, которую звезда способна выработать в ядерных реакциях,  — масса звезды,  — скорость света,  — светимость звезды. Для Солнца ядерное время равно примерно 10 миллиардам лет, следовательно, справедлива и такая формула:

 

В силу зависимости масса — светимость, у звёзд большей массы ядерное время короче, чем у маломассивных. Для звезды массой 30  ядерное время составляет около 2 миллионов лет. 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.

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

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 , но вследствие теоремы вириала половина выделенной энергии излучается, а другая половина уходит на нагрев. Таким образом, тепловое время  выражается так:

 

где  — масса звезды,  — её радиус,  — светимость,  — гравитационная постоянная. Для Солнца тепловое время равно 20 миллионам лет, что в 500 раз короче ядерного. Тепловое время можно выразить следующим образом:

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

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. Это время можно оценить как время, которое понадобится свободного падающей частице в центр звезды — через третий закон Кеплера:

 

где  — масса звезды,  — её радиус,  — гравитационная постоянная. Для Солнца динамическое время составляет около половины часа.

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. 

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.

Примечания 

Звёздная эволюция