Tiempos característicos evolutivos

Los tiempos característicos evolutivos [1] (o escalas de tiempo evolutivo [2] ) en astronomía son períodos de tiempo característicos durante los cuales pasan ciertas etapas de la evolución estelar . A pesar de que hay muchas etapas de la evolución estelar que transcurren de manera diferente para las diferentes estrellas, todas ellas están descritas por tres tiempos característicos: nuclear , térmico y de caída libre , y para la mayoría de las estrellas . $Tennesse}$ ${\ estilo de visualización t_ {t}}$ ${\ Displaystyle t_ {d}}$ ${\displaystyle t_{n}\gg t_{t}\gg t_{d))$

Cronologías

Tiempo nuclear

Tiempo característico nuclear : el tiempo durante el cual la estrella irradia toda la energía disponible para obtenerla mediante reacciones termonucleares . Para evaluarlo, es suficiente considerar solo la conversión de hidrógeno en helio [3] .

La equivalencia de masa y energía se expresa mediante la fórmula . Teniendo en cuenta el hecho de que durante tal transformación, el 0,7% de la masa de hidrógeno pasa a energía, y en la mayoría de las estrellas gasta solo el 10% de su hidrógeno, el tiempo característico nuclear se expresa de la siguiente manera [1] [3] [ 4] : $E=mc^{2}$ $Tennesse}$

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

donde es la energía que una estrella es capaz de generar en reacciones nucleares, es la masa de la estrella, es la velocidad de la luz , es la luminosidad de la estrella. Para el Sol , el tiempo nuclear es de aproximadamente 10 mil millones de años, por lo tanto, la siguiente fórmula también es válida [3] [4] : $mi$ $METRO$ $C$ $L$

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

Debido a la dependencia masa - luminosidad , las estrellas de mayor masa tienen un tiempo nuclear más corto que las estrellas de baja masa. Para una estrella con una masa de 30 M ⊙ , el tiempo nuclear es de unos 2 millones de años [3] . El tiempo nuclear también se puede considerar para la combustión de helio , pero es mucho más corto debido al hecho de que esta reacción libera un orden de magnitud menos de energía por unidad de masa que la combustión de hidrógeno [2] .

Tiempo termal

El tiempo característico térmico ( tiempo Kelvin - Helmholtz ) es el tiempo durante el cual una estrella puede irradiar energía si las reacciones termonucleares se detienen en ella [1] [3] .

Si las reacciones termonucleares se detienen en una estrella y la radiación continúa, entonces la temperatura en su interior comienza a descender. En este caso, el equilibrio hidrostático en la estrella se altera y comienza a encogerse. La energía potencial de la propia fuerza gravitacional de la estrella es , pero debido al teorema del virial, la mitad de la energía liberada se irradia y la otra mitad se gasta en calentamiento [5] . Así, el tiempo térmico se expresa de la siguiente manera [3] [4] : $DJ^{2}/r$ ${\ estilo de visualización t_ {t}}$

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

donde es la masa de la estrella, es su radio, es la luminosidad, es la constante gravitatoria . Para el Sol, el tiempo térmico es de 20 millones de años, que es 500 veces más corto que el tiempo nuclear. El tiempo térmico se puede expresar de la siguiente manera [3] : $METRO$ $R$ $L$ $GRAMO$

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

Así como para el tiempo nuclear, cuanto más corta, más masiva es la estrella [2] .

Tiempo dinámico

El tiempo de caída libre (tiempo dinámico) es el tiempo durante el cual la estrella colapsa bajo la influencia de su propia gravedad si desaparece la presión que la equilibra , o el tiempo durante el cual se reconstruye la estructura de la estrella si el equilibrio entre las fuerzas de la presión y la gravedad se alteran [1] . Este tiempo se puede estimar como el tiempo requerido para que una partícula caiga libremente al centro de la estrella, a través de la tercera ley de Kepler [3] [4] :

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

donde es la masa de la estrella, es su radio, es la constante gravitatoria . Para el Sol, el tiempo dinámico es de aproximadamente media hora [3] [4] . $METRO$ $R$ $GRAMO$

Tiempos característicos para diferentes etapas de evolución

No solo para el Sol, sino también para otras estrellas, el tiempo nuclear es mucho más largo que el tiempo térmico y el tiempo térmico es más largo que el tiempo dinámico. Por lo tanto, durante la mayor parte de la vida de una estrella, tienen lugar en ella reacciones termonucleares, y la duración de esta etapa está descrita por el tiempo nuclear [2] [4] .

El tiempo térmico se aplica a la etapa de protoestrella , cuando la estrella tiene una densidad y temperatura del núcleo insuficientes para compensar su gasto de energía radiativa por reacciones termonucleares. El tiempo dinámico se aplica a la contracción de una nube molecular , que luego se convierte en una protoestrella, así como a la explosión de una supernova al final de la vida de una estrella, en la que su núcleo colapsa y se convierte en una estrella de neutrones o un agujero negro [2] [4 ] .

Notas

↑ 1 2 3 4 Chechev V. P., Kramarovsky Ya. P. Teoría de la fusión nuclear en estrellas: el proceso de captura lenta de neutrones // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - 1981. - S. 433-434 .
↑ 1 2 3 4 5 Belyaeva E. E. Física de las estrellas . Ecuación de equilibrio hidrostático . Universidad Federal de Kazán . (indefinido)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Karttunen H.; Kröger P.; Oja H.; Poutanen M.; Donner KJ Astronomía fundamental . - Springer, 2007. - S. 243. - 510 p. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Felipe Armitage. Escalas de tiempo de la evolución estelar . Universidad de Colorado . (indefinido)
↑ Teorema de Virial / Novikov I. D. // Space Physics: Little Encyclopedia / Consejo editorial: R. A. Sunyaev (editor en jefe) y otros - 2.ª ed. - M .: Enciclopedia soviética , 1986. - S. 167-168. — 70.000 copias.