Nuklear tid

Nuklear tid ( engelsk nuclear timescale ) - et skøn over en stjernes levetid , kun baseret på stjernens udgiftshastighed for det stof, der er involveret i nukleare reaktioner. Sammen med termisk tid og frit faldstid, bruges denne værdi til at estimere, hvor længe en stjerne vil forblive på et bestemt udviklingsstadium, hvis visse betingelser er opfyldt. Faktisk er levetiden for en stjerne længere end nuklear tid, for efter at have opbrugt én type "brændstof", kan termonukleare reaktioner begynde at bruge tungere atomer: forbrændingen af brint erstattes af forbrændingen af helium, og så videre. Alle trin efter forbrændingen af brint i tilslaget varer dog ikke mere end 10 % af brintforbrændingstiden.

Stjerneastrofysik

Grundlæggende bestemmes nuklear tid af indholdet af brint, da brint er hovedstoffet involveret i nukleare reaktioner. I stjerners indre bliver brint til helium. Når brintreserverne er opbrugt, kan heliumforbrænding begynde.

$\tau _{nuc}={\frac {\mbox{Total masse af brændende stof}}{\mbox{Brændingshastighed af stof}}}\ gange {\mbox{Den del af stjernen, hvori brændingen materiale}}={ \frac {MX}{\frac {L}{Q}}}\ gange F,$

her er M stjernens masse, X er fraktionen af stjernen, der består af brændende stof, L er stjernens lysstyrke , Q er den energi, der frigives under kernereaktioner pr. masseenhed af det brændende stof (for at opnå denne værdi , skal du studere kernereaktionsligningen ), F - den del af stjernen, hvor stof brænder/rhenium (F er normalt omkring 0,1). For eksempel er kernetiden for Solen omkring 10 milliarder år.