Zona de convección - Convection zone

Una ilustración de la estructura del Sol.
Una ilustración de la estructura del Sol y una estrella gigante roja, mostrando sus zonas convectivas. Estas son las zonas granulares en las capas externas de las estrellas.

Una zona de convección , zona convectiva o región convectiva de una estrella es una capa que es inestable debido a la convección. La energía se transporta principal o parcialmente por convección en dicha región. En una zona de radiación , la energía se transporta por radiación y conducción .

La convección estelar consiste en un movimiento de masa de plasma dentro de la estrella que generalmente forma una corriente de convección circular con el plasma calentado ascendiendo y el plasma enfriado descendiendo.

El criterio de Schwarzschild expresa las condiciones bajo las cuales una región de una estrella es inestable a la convección. Una parcela de gas que suba levemente se encontrará en un entorno de menor presión que aquél de donde proviene. Como resultado, el paquete se expandirá y se enfriará. Si el paquete ascendente se enfría a una temperatura más baja que su nuevo entorno, de modo que tiene una densidad más alta que el gas circundante, entonces su falta de flotabilidad hará que se hunda de nuevo al lugar de donde vino. Sin embargo, si el gradiente de temperatura es lo suficientemente empinado (es decir, la temperatura cambia rápidamente con la distancia desde el centro de la estrella), o si el gas tiene una capacidad calorífica muy alta (es decir, su temperatura cambia relativamente lentamente a medida que se expande), entonces la parcela ascendente de gas permanecerá más caliente y menos denso que su nuevo entorno incluso después de expandirse y enfriarse. Su flotabilidad hará que continúe subiendo. La región de la estrella en la que esto ocurre es la zona de convección.

Estrellas de la secuencia principal

En las estrellas de la secuencia principal de más de 1,3 veces la masa del Sol, la alta temperatura central hace que la fusión nuclear de hidrógeno en helio se produzca predominantemente a través del ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO) en lugar de la cadena protón-protón, menos sensible a la temperatura. . El gradiente de alta temperatura en la región del núcleo forma una zona de convección que mezcla lentamente el combustible de hidrógeno con el producto de helio. La zona de convección del núcleo de estas estrellas está superpuesta por una zona de radiación que está en equilibrio térmico y experimenta poca o ninguna mezcla. En las estrellas más masivas, la zona de convección puede llegar desde el núcleo hasta la superficie.

En las estrellas de secuencia principal de menos de aproximadamente 1,3 masas solares, la envoltura exterior de la estrella contiene una región donde la ionización parcial de hidrógeno y helio aumenta la capacidad calorífica. La temperatura relativamente baja en esta región provoca simultáneamente que la opacidad debida a elementos más pesados ​​sea lo suficientemente alta como para producir un gradiente de temperatura pronunciado. Esta combinación de circunstancias produce una zona de convección exterior, cuya parte superior es visible en el Sol como granulación solar. Las secuencias principales de estrellas de baja masa, como las enanas rojas por debajo de 0,35 masas solares , así como las estrellas pre-secuencia principal en la trayectoria de Hayashi , son convectivas en su totalidad y no contienen una zona de radiación.

En la secuencia principal de estrellas similares al Sol, que tienen un núcleo radiativo y una envoltura convectiva, la región de transición entre la zona de convección y la zona de radiación se llama tacoclina .

Gigantes rojas

En las estrellas gigantes rojas , y particularmente durante la fase de ramificación gigante asintótica , la zona de convección de la superficie varía en profundidad durante las fases de combustión de la concha. Esto provoca eventos de dragado , zonas de convección muy profundas de corta duración que transportan productos de fusión a la superficie de la estrella.

Referencias

Otras lecturas

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