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. 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.

${\tau }_{th}=\frac{\text{полная кинетическая энергия}}{\text{скорость потери энергии}}=\frac{G{M}^2}{RL}$,

где $G$ — гравитационная постоянная, $M$ — масса звезды, $R$ — радиус звезды, $L$ — её светимость. Например, тепловое время для Солнца составляет около 30 млн лет.