Tempi Scala dell’Evoluzione
Stellare
(Evoluzione Stellare Parte V)
Tempo di Caduta Libera
• Tempo necessario affinché un elemento di massa
m raggiunga il centro stellare partendo dalla
superficie nell’ipotesi che la massa stellare M sia
concentrata nel centro:
R3
TCL 1781
s
M
Equivale al tempo necessario a ristabilire l’equilibrio
meccanico quando viene perturbato. Per il Sole è
circa 30 minuti primi.
Tempo Kelvin
• Se non esistono altre fonti di energia, una stella emette a spese
dell’energia gravitazionale (Th. di Lane) per un tempo
M
Tk 9.1 10
anni
2
LR
6
Tempo necessario a raffreddare M masse solari concentrate in una
sfera di raggio pari a R raggi solari, emettendo una luminosità L
volte quella del Sole.
La stella emette luce contraendosi e raffreddandosi: è il tempo
di contrazione fra due fasi termonucleari successive.
Tempo di Evoluzione Nucleare
• Le reazioni termonucleari trasformano l’1% del 10%
dell’idrogeno stellare in energia termica.
• Il tempo di raffreddamento è
M
Tn 1.4 10
anni
L
6
Equivale al tempo durante il quale la stella è attiva.
Tempo di Permanenza in
Sequenza Principale
• E’ il tempo di permanenza della stella sulla linea zero della sequenza
principale, quindi è il tempo che la stella impiega ad esaurire la fase
termonucleare dell’idrogeno:
coincide con il tempo di evoluzione nucleare
TSP 1010 M 3 anni
per 0,4 M 10
Per l’ammasso M67 il tempo medio di evoluzione è
l’età dell’ammasso: 3.2 109 anni.
Tempi Caratteristici per il Sole
• Tempo di caduta libera
5.7 10-5
anni
• Tempo Kelvin
9.1 106
anni
• Tempo di Sequenza Principale
1.4 1010
anni
