Zona convectiva
La zona de convección es la región de la estrella (y en particular del Sol ), en la que la transferencia de energía de las regiones internas a las externas se produce principalmente a través de la mezcla activa de materia: convección .
Ubicación y estructura
En el Sol, arriba de la zona de convección está la fotosfera , debajo está la zona de transferencia radiativa . Un claro análogo de los procesos que ocurren en la zona convectiva es el calentamiento del agua en un recipiente. La llama calienta las capas inferiores de agua y, como consecuencia de la dilatación térmica, son desplazadas hacia arriba por otras capas más frías y pesadas. Un proceso similar ocurre en el Sol, donde la fuente de energía es el núcleo solar con reacciones termonucleares que ocurren en él .
El movimiento de la materia en la zona convectiva no ocurre al azar, sino en forma de celdas de circulación estables de forma hexagonal: la materia se eleva a lo largo del eje de la celda y cae cerca de la periferia. Además, a lo largo de la vertical, la convección se divide en capas, cuyo espesor es cercano al espesor de la "atmósfera homogénea", donde la densidad cambia por un factor de e ≈ 2,7. Por lo tanto, el tamaño de las células cambia a medida que avanza hacia la superficie de la estrella. En la base de la zona convectiva, se forman células gigantes de aproximadamente la mitad del tamaño de la estrella, en las capas intermedias su tamaño disminuye y en la capa superior su tamaño es de varios cientos de km. Las huellas de todas las capas de células son visibles en la superficie del Sol, en forma de gránulos y estructuras más grandes ( supergranulación ).
La tasa de convección depende de la profundidad. En la base de la zona convectiva es pequeño (decenas de m/s), bajo la fotosfera alcanza 1–2 km/s.
Procesos físicos en la zona convectiva
El movimiento de materia en la zona convectiva está íntimamente relacionado con los procesos de ionización y recombinación de los átomos de hidrógeno y helio, y en gran parte se debe a ellos.
Zonas convectivas de estrellas de varias masas
Zona convectiva ordinaria
El Sol, así como las estrellas de la secuencia principal , que tienen una masa media y un tipo espectral cercano , tienen una zona convectiva que ocupa alrededor de un tercio del volumen de la estrella. Cuando el plasma caliente sube al límite superior de la zona convectiva, se enfría debido a la radiación de energía hacia la fotosfera, se enfría y se hunde más profundamente, donde es calentado por la radiación de la zona radiante, después de lo cual se repite el ciclo. Dado que la zona de reacciones nucleares está separada de la zona de mezcla de materia por la zona de transferencia radiativa, el helio prácticamente no se lleva a las capas superficiales del Sol, sino que se acumula en su núcleo.
La zona convectiva del Sol y estrellas similares es una zona de hidrógeno y helio parcialmente ionizados . La zona de convección se extiende hasta una profundidad donde el hidrógeno y el helio están completamente ionizados. Cuanto más baja es la temperatura de una estrella, más gruesa es su zona convectiva; en estrellas rojas frías, su espesor alcanza la mitad del radio. Por el contrario, en las estrellas más calientes de clase espectral A, el hidrógeno ya está notablemente ionizado en la superficie, por lo tanto, ya a poca profundidad, tanto el hidrógeno como el helio están completamente ionizados, por lo que el espesor de la zona convectiva en tales estrellas es pequeño.
Zona de convección nuclear
En estrellas masivas de clases espectrales tempranas (O y B), la síntesis de helio no se lleva a cabo por el ciclo protón-protón , sino por el ciclo nitrógeno-carbono . La velocidad de esta reacción depende mucho de la temperatura, por lo que la temperatura dentro del núcleo aumenta muy rápidamente a medida que se mueve hacia el centro de la estrella. Un gran gradiente de temperatura dentro del núcleo crea las condiciones para la formación de otra zona de convección intranuclear, que se encuentra debajo de la zona de transferencia radiativa, y en la que hay una mezcla activa de la masa de materia involucrada en las reacciones nucleares. Esto conduce a un agotamiento uniforme del hidrógeno en todo el núcleo, lo que afecta significativamente el curso de la evolución de tales estrellas.
Estrellas sin zona radiante
Para estrellas de secuencia principal con una masa pequeña (menos de 0,26 masas solares) - enanas rojas , la zona de convección ocupa todo el volumen de la estrella. La zona radiante también está ausente en estrellas jóvenes de masa media (hasta tres masas solares), que aún no han completado el proceso de contracción gravitatoria y van camino a la secuencia principal . En las gigantes rojas , la zona de convección también se extiende directamente hasta el núcleo.
Literatura
- Convección / Pikelner S.B. // Física espacial: Pequeña enciclopedia / Consejo editorial: R. A. Sunyaev (Editor en jefe) y otros - 2.ª ed. - M .: Enciclopedia soviética , 1986. - S. 313-315. — 783 pág. — 70.000 copias.
Enlaces
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