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.

SeqPrinc Gigante Massiva
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: Estes três fatores levam a:
tempodepois da SP=0,1 tempoSP


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Modificada em 4 dez 2003