Tempo nuclear

Mesmo depois de saírem da seqüência principal, as estrelas continuam produzindo energia através de reações termonucleares, transformando o hidrogênio em hélio nas camadas externas ao núcleo e, se tiverem massa suficiente para atingir a temperatura necessária, sucessivamente hélio em carbono, carbono em oxigênio, etc, até a síntese do ferro. Nessas reações sucessivas, 0,1% da massa se transforma em energia, comparado com o 0,7% na seqüência principal.

Uma estrela na seqüência principal queima H no núcleo. Depois de sair da seqüencia principal, queima H em uma camada externa ao núcleo, agora de He. Se tiver massa suficiente, queimará também o He, C, O, ...

Podemos estimar a energia total produzida pelo sol através de reações termonucleares supondo que 8 milésimos (0,8%) de sua massa total se transforma em energia:

$E_{N}^\odot = 0,008 \times M_\odot \times c^2 = 1,197 \times 10^{45}J$

O tempo que essa fonte de energia é capaz de sustentar a luminosidade do Sol, supondo que essa luminosidade permanecesse constante, é chamado tempo nuclear.

$t_N = \frac{E_N^\odot}{ L_\odot} = 10^{11} anos$

Entretanto:

a luminosidade fora da seqüência principal, isto é, quando a estrela torna-se gigante e supergigante é muito maior, até 10⁶ vezes, que a luminosidade na seqüência principal. Este é o fator principal porque este tempo nuclear está superestimado por um fator de 10.
o Sol nunca queimará o carbono e, portanto, não chega ao 0,008 da massa inicial.
no máximo 0,6 M_Sol serão transformados em C/O.

Estes três fatores levam a:

tempo_{depois da SP} = 0,1 tempo_SP

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