Konvekční zóna

Zóna konvekce, nebo konvekční zóně, je vrstva hvězdy, která je termodynamicky nestabilní. Energie je převážně nebo částečně transportována konvekcí balíků v této oblasti, na rozdíl od radiační zóny, kde je energie transportována emitovaným zářením a vedením . Jde tedy o hromadný pohyb plazmy uvnitř hvězdy, který obvykle tvoří kruhový konvekční proud, přičemž stoupá zahřátá plazma a klesá ochlazená plazma.

Schwarzschildovo kritérium vyjadřuje podmínky, za nichž je oblast hvězdy tak nestabilní. Balík plynu, který mírně stoupá, skončí v prostředí s nižším tlakem, než ve kterém pochází. Jeho objem se zvětší a jeho teplota se poté ochladí. Pokud se stoupající pozemek ochladí na teplotu nižší, než je teplota jeho nového prostředí, má vyšší hustotu než okolní plyn a podle Archimédova principu spadne tam, odkud pochází. Pokud je však teplotní gradient poměrně strmý (tj. Teplota se rychle mění se vzdáleností od středu hvězdy), nebo pokud má plyn velmi vysokou tepelnou kapacitu (tj. - řekněme, že jeho teplota se během expanze objem), zásilka zůstane teplejší a méně hustá než její nové prostředí a díky jejímu vztlaku bude i nadále stoupat.

Schwarzschildův stav

Teplotní gradient určuje, zda bude prvek hvězdy stoupat nebo klesat, pokud se bude pohybovat náhodnými výkyvy ve hvězdě, nebo zda jej Archimédův princip vrátí do původní polohy. Schwarzschildovo kritérium pro inhibici konvekce je:

Tam, kde je gravitační zrychlení a je tepelná kapacita při konstantním tlaku.

Hlavní posloupnost hvězd

V hlavní posloupnosti hvězd více než 1,3 násobek hmotnosti Slunce , teplota jádra je velmi vysoká, a způsobí, že jaderné fúze ve vodíku na helium , a to zejména prostřednictvím uhlík-dusík-kyslík (CNO) cyklu. Místo protonů řetězce , což je méně ovlivněno teplotou. Jádro těchto hvězd je obklopeno vrstvou záření, které je v tepelné rovnováze a dochází k malému nebo žádnému míchání.

Na druhé straně je vrstva nahoře zahřátá na své základně zářením a na její horní straně ochlazena vnější vrstvou hvězdy. Silný teplotní gradient tak umožňuje konvekční zónu, která pomalu mísí vodíkové palivo s produktem hélia. V nejhmotnějších hvězdách může konvekční zóna zasahovat od jádra k povrchu.

V hvězdách hlavní sekvence s méně než asi 10 hmotami Slunce obsahuje vnější plášť hvězdy oblast, kde částečná ionizace vodíku a helia zvyšuje tepelnou kapacitu. Relativně nízká teplota v této oblasti současně způsobí, že absorbance v důsledku těžších prvků bude dostatečně vysoká, aby vytvořila strmý teplotní gradient. Tato kombinace okolností vytváří zónu vnější konvekce, jejíž vrchol je na Slunci viditelný jako sluneční granulace . Nízkohmotné hvězdy hlavní sekvence, jako jsou červení trpaslíci s hmotností menší než 0,35 sluneční hmoty, stejně jako hvězdy předhlavní sekvence Hayashiho dráhy , jsou v celém svém objemu konvekční a neobsahují zónu.

Hvězdy slunečního typu

U hvězd hlavní posloupnosti podobných Slunci s radiačním jádrem a konvekčním obalem se přechodová oblast mezi konvekční zónou a vyzařující zónou nazývá tachoklin . V případě samotného Slunce konvekční zóna rozšiřuje 0,8  slunečních paprsků ze středu na viditelný povrch Slunce. Je oddělen od radiační zóny tachoklinem o tloušťce asi 3000 kilometrů, který by podle nedávných studií mohl být sídlem silných magnetických polí a hrál by důležitou roli ve slunečním dynamu . Teplota se pohybuje od 2 milionů do ~ 5 800  Kelvinů . Materiál dosáhl povrchu, ochladil se, ponořil se znovu na základnu konvekční zóny, aby přijímal teplo z horní části radiační zóny  atd. Takto vytvořené gigantické konvekční články jsou zodpovědné za sluneční granulace pozorovatelné na povrchu hvězdy. Turbulence vyskytující se v této oblasti vytváří dynamický efekt odpovědný za severojižní magnetickou polaritu na povrchu Slunce.

Rudí obři

U červených obřích hvězd , zejména během asymptotické větve obřích hvězd , se povrchová konvekce mění v tloušťce během fází jaderné fúze ve vnitřním plášti poblíž jádra hvězdy. To způsobí události bagrování prvků s krátkou životností, které vedou k tání z jádra hvězdy na povrch.

Příklad

Pozorování červeného obra π1 Gruis  (en) odhalilo konvekční buňky o průměru kolem 120 milionů kilometrů, neboli téměř 30% průměru hvězdy.

Poznámky a odkazy

  1. (de) Karl Schwarzschild, Gesammelte Werke: Collected Works ( číst online ) , s.  14.
  2. (in) R. Behrend a A. Maeder , „  Vznik hmotných hvězd rostoucí rychlostí narůstání  “ , Astronomy and Astrophysics , sv.  373,2001, str.  190 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20010585 , Bibcode  2001A & A ... 373..190B , arXiv  astro-ph / 0105054 ).
  3. (in) F. Martins , E. Depagne , D. Russeil a L. Mahy , „  Důkazy o téměř chemicky homogenní evoluci hmotných hvězd až po sluneční metalicitu  “ , Astronomy & Astrophysics , sv.  554,2013, A23 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321282 , Bibcode  2013A & A ... 554A..23M , arXiv  1304.3337 ).
  4. (in) A. Reiners a G. Basri , „  O topologii magnetických částečných a plně konvektivních hvězd  “ , Astronomy and Astrophysics , sv.  496, n o  3,Březen 2009, str.  787–790 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 200811450 , Bibcode  2009A & A ... 496..787R , arXiv  0901.1659 ).
  5. (in) F. Antona a J. Montalbán , „  Účinnost konvekce a vyčerpání lithia před hlavní sekvenci  “ , Astronomy and Astrophysics , sv.  212,2003, str.  203 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20031410 , Bibcode  2003A & A ... 412..213D , arXiv  astro-ph / 0309348 ).
  6. SB, „  Povrch červeného obra odhalil  ,“ pro vědu , n o  484,února 2018, str.  13
  7. (en) C. Paladini, F. Baron, A. Jorissen, J.-B. The Touchstone, B. Freytag a kol. , „  Velké granulační buňky na povrchu obra n 1 Gruis  “ , Nature , sv.  553,18. ledna 2018, str.  310-312 ( DOI  10.1038 / nature25001 ).