Las estrellas son sistemas que permanecen estables durante la mayor parte de su vida.
Las estrellas se hallan en un delicado equilibrio hidrostático entre la presión originada por las reacciones nucleares y la atracción gravitatorioria generada por toda su masa.
Así pues podemos escribir una ecuación que iguale la presión producida por el movimiento radial del material estelar a la suma de las fuerzas de presión positiva (hacia afuera) generadas en el núcleo y las fuerzas negativas de la gravedad (hacia adentro).
En las condiciones de equilibrio esta ecuación valdría aproximadamente cero ya que ambas fuerzas tenderían a igualarse.
En ocasiones se produce una gran descompensación entre presión y gravedad.
¿A qué escala de tiempo se modificaría la estrella?
Así, para el Sol el tiempo dinámico será de 1600 segundos, o sea, 27 minutos aproximadamente.
Mide cuanto tiempo puede subsistir la estrella con una determinada luminosidad a partir de sus reservas de energía potencial gravitatoria (Ω).
Esta escala, por ejemplo, es la que rige la vida de las protoestrellas.
Estos cuerpos ganan temperatura mediante el colapso gravitatorio hasta que llegan al punto de ignición del hidrógeno momento en el cual se transforman en estrellas de verdad.
Así pues, cuando ocurre una contracción la mitad de la energía potencial liberada se transforma en energía interna que no es otra cosa que la agitación térmica.
La otra mitad de la energía se libera en forma de radiación que contribuye a la luminosidad del astro.
En las estrellas, a medida que se agota una fase de combustión la luminosidad debería tender a disminuir pero esas pérdidas se van compensando con una contracción del núcleo.
La realidad es que las estrellas no solo no pierden sino que, de hecho, ganan brillo con el paso del tiempo y esto es porque cada vez hay más material implicado en la fusión debido justamente a ese aumento de las temperaturas nucleares.
De hecho, el propio núcleo no solo se contrae sino que aumenta su frontera englobando a nuevas capas de hidrógeno sin procesar.
Durante un tiempo esta fue la única hipótesis para el brillo del Sol y fue un gran misterio la discordancia entre la pequeña edad calculada para el sol frente a los registros geológicos y fósiles que databan de miles de millones de años atrás.
Esto fue así hasta que se descubrió la energía nuclear.
Nota: esta es la escala de tiempo a la que se transmiten las ondas térmicas.
Mide el tiempo que puede subsistir la estrella a partir de sus reservas de hidrógeno, helio o el combustible que esté quemando en ese momento.
Las estrellas son cuerpo formados en su mayor parte por hidrógeno y helio en menor medida.
La mayoría de este hidrógeno no fusiona y solo en torno a un 10% acabará consumiéndose en el núcleo del común de las estrellas como el Sol.
Si en el caso anterior el tiempo térmico era igual a la energía potencial gravitatoria dividida entre la luminosidad de la estrella aquí será lo mismo pero usando la energía nuclear obtenida a partir de las reacciones de fusión.
Sabiendo que QH = 6,3·1018erg/g y que en la secuencia principal la relación luminosidad masa es L α M3,5 se puede obtener el tiempo nuclear que será aproximadamente: Para el Sol esto da unos 9 millardos de años de tiempo nuclear, que es un valor aproximado para la estancia del Sol en la secuencia principal.