Русская Википедия:Тепловое время
Тепловое время (Шаблон:Lang-en), или время Кельвина-Гельмгольца (Шаблон:Lang-en2), — приблизительная оценка времени, которое понадобилось бы звезде, чтобы выделить, излучить полную кинетическую энергию при современной светимости[1]. Наряду с ядерным и динамическим временем, тепловое время используется для оценки времени, в течение которого данная звезда останется на конкретной стадии эволюции при соблюдении определённых условий. В действительности время жизни звезды гораздо больше, чем значение теплового времени, поскольку после завершения горения водорода может начаться горение гелия, а затем — горение углерода.
Звёздная астрофизика
Размер звезды, а также её темп энерговыделения обычно определяют тепловое время жизни звезды, поскольку его величина не зависит от типа вещества в центре звезды. Но тепловое время предполагает, что сжигаемого вещества внутри звезды нет и даёт оценку времени, спустя которое окончательное изменение производимой энергии достигнет поверхности звезды и станет заметно внешнему наблюдателю.
<math> \tau_{th} = \frac{\mbox{полная кинетическая энергия}}{\mbox{скорость потери энергии}} = \cfrac{GM^2}{RL}</math>[2],
где <math>G</math> — гравитационная постоянная, <math>M</math> — масса звезды, <math>R</math> — радиус звезды, <math>L</math> — её светимость. Например, тепловое время для Солнца составляет около 30 млн лет[3][4].
Примечания
