熱時間スケール

天体物理学において、熱時間スケールまたはケルビン・ヘルムホルツ時間スケールは、恒星が現在の光度率で全運動エネルギーを放射するのにかかるおおよその時間です。^[1]核時間スケールや自由落下（別名、力学）時間スケール とともに、特定の恒星がその一生の特定の段階にとどまる時間の長さと、仮定の条件が満たされた場合の寿命を推定するために使用されます。実際には、恒星の寿命は熱時間スケールで推定される時間よりも長くなります。これは、ある燃料が不足すると、通常、別の燃料がその代わりになるためです。つまり、水素の燃焼はヘリウムの燃焼に取って代わられ、ヘリウムの燃焼は炭素の燃焼に置き換えられます。

星の大きさとエネルギー出力は、星の熱寿命を決定するのが一般的です。これは、その測定値が星の中心部に通常存在する燃料の種類とは無関係であるためです。実際、熱時間スケールは、星の内部に燃料がまったく存在しないことを前提としており、出力エネルギーの変化が星の表面に到達し、外部の観測者に視覚的に明らかになるまでにかかる時間を予測するだけです。^{[2] [3]}

$${\displaystyle \tau _{\text{th}}={\frac {\mbox{総運動エネルギー}}{\mbox{エネルギー損失率}}}\approx {\cfrac {GM^{2}}{2RL}}}$$

ここで、Gは重力定数、Mは恒星の質量、Rは恒星の半径、Lは恒星の光度です。たとえば、太陽の熱時間スケールは約 1570 万年です。