Konvektionszon - Convection zone

Från Wikipedia, den fria encyklopedin
En illustration av solens struktur
En illustration av solens struktur och en röd jättestjärna som visar deras konvektiva zoner. Dessa är de granulära zonerna i stjärnornas yttre lager.

En konvektionszon , konvektionszon eller konvektiv region i en stjärna är ett skikt som är instabilt på grund av konvektion. Energi transporteras främst eller delvis genom konvektion i en sådan region. I en strålningszon transporteras energi genom strålning och ledning .

Stjärnkonvektion består av massrörelse av plasma inuti stjärnan som vanligtvis bildar en cirkulär konvektionsström med den uppvärmda plasman stigande och den nedkylda plasman.

Den Schwarzschild kriteriet uttrycker de villkor under vilka en region av en stjärna är instabil för konvektion. Ett gaspaket som stiger något kommer att befinna sig i en miljö med lägre tryck än det det kom ifrån. Som ett resultat kommer paketet att expandera och svalna. Om det stigande paketet svalnar till en lägre temperatur än sin nya omgivning, så att det har en högre densitet än den omgivande gasen, kommer dess brist på flytkraft att få det att sjunka tillbaka dit det kom ifrån. Om emellertid temperaturen gradienten är brant nog (dvs temperaturen ändras snabbt med avståndet från centrum av stjärnan), eller om gasen har en mycket hög värmekapacitet (dvs dess temperatur förändras relativt långsamt när den expanderar) sedan den stigande skifte gas kommer att förbli varmare och mindre tät än dess nya omgivning även efter expansion och kylning. Dess flytkraft kommer då att få den att fortsätta stiga. Regionen för stjärnan där detta sker är konvektionszonen.

Stjärnor i huvudföljden

I huvudsekvensstjärnor mer än 1,3 gånger solens massa orsakar den höga kärntemperaturen att kärnfusion av väte till helium sker huvudsakligen via kol-kväve-syre (CNO) -cykeln istället för den mindre temperaturkänsliga proton-protonkedjan . Högtemperaturgradienten i kärnregionen bildar en konvektionszon som långsamt blandar vätebränslet med heliumprodukten. Kärnkonvektionszonen för dessa stjärnor överlagras av en strålningszon som är i termisk jämvikt och genomgår liten eller ingen blandning. I de mest massiva stjärnorna kan konvektionszonen nå hela vägen från kärnan till ytan.

I huvudföljdsstjärnor med mindre än cirka 1,3 solmassor innehåller stjärnans ytterhölje ett område där partiell jonisering av väte och helium höjer värmekapaciteten. Den relativt låga temperaturen i denna region gör samtidigt att opaciteten på grund av tyngre element är tillräckligt hög för att ge en brant temperaturgradient. Denna kombination av omständigheter ger en yttre konvektionszon, vars topp är synlig i solen som solgranulering. Lågmassa huvudsekvenser av stjärnor, såsom röda dvärgar under 0,35 solmassor , liksom stjärnor med förhandsekvens på Hayashi-spåret , är konvektiva genomgående och innehåller inte en strålningszon.

I huvudsekvensstjärnor som liknar solen, som har en strålande kärna och konvektivt hölje, kallas övergångsregionen mellan konvektionszonen och strålningszonen takoklin .

Röda jättar

I röda jättestjärnor , och särskilt under den asymptotiska jättegrenfasen , varierar ytkonvektionszonen i djup under faserna av skalförbränning. Detta orsakar muddringshändelser , kortlivade mycket djupa konvektionszoner som transporterar fusionsprodukter till stjärnans yta.

Referenser

Vidare läsning

externa länkar