Konvekciós zóna

A konvekciós zóna vagy konvektív zóna a csillagban egy réteg, amely termodinamikailag instabil. Az energiát főként vagy részben a parcellák konvekciója szállítja ezen a régión belül, ellentétben azzal a sugárzónával, ahol az energiát a kibocsátott sugárzás és a vezetés továbbítja . Ezért a csillag belsejében lévő plazma tömegmozgása , amely általában körkörös konvekciós áramot képez, miközben a felforrósodott plazma emelkedik és a lehűlt plazma csökken.

A Schwarzschild-kritérium kifejezi azokat a feltételeket, amelyek mellett egy csillag régiója instabil. Az enyhén emelkedő gázcsomag alacsonyabb nyomású környezetbe kerül, mint amelyből származik. Térfogata kitágul, hőmérséklete pedig lehűl. Ha a felemelkedő csomag alacsonyabb hőmérsékletre hűl le, mint az új környezete, akkor nagyobb a sűrűsége, mint a környező gáznál, és Archimédész elve szerint vissza fog esni oda, ahonnan jött. Ha azonban a hőmérséklet-gradiens meglehetősen meredek (vagyis a hőmérséklet gyorsan változik a csillag közepétől mért távolságtól), vagy ha a gáz nagyon nagy hőkapacitással rendelkezik (vagyis - mondjuk, hogy hőmérséklete lassan változik a térfogat), a csomag melegebb és kevésbé sűrű marad, mint új környezete, és felhajtóereje ezt követően tovább növekszik.

Schwarzschild állapot

A hőmérsékleti gradiens határozza meg, hogy egy csillag eleme emelkedik vagy csökken, ha véletlenszerű ingadozások mozgatják a csillagban, vagy Arkhimédész elve visszaállítja eredeti helyzetébe. A konvekció gátlásának Schwarzschild-kritériuma:

Hol van a gravitációs gyorsulás és a hőkapacitás állandó nyomáson.

Fő szekvencia csillagok

A Nap tömegének 1,3-szorosát meghaladó fő szekvenciájú csillagokban a maghőmérséklet nagyon magas, és a hidrogén magfúzióját héliummá alakítja , elsősorban a szén-nitrogén-oxigén (CNO) cikluson keresztül. A proton-proton lánc helyett , amelyet kevésbé befolyásol a hőmérséklet. Ezeknek a csillagoknak a magját sugárzási réteg veszi körül, amely hőegyensúlyban van, és alig vagy egyáltalán nem keveredik.

Másrészt a fenti réteget tövében a sugárzás melegíti, tetején pedig a csillag külső rétege hűti. Az erős hőmérsékleti gradiens lehetővé teszi a konvekciós zónát, amely lassan összekeveri a hidrogén üzemanyagot a hélium termékkel. A legnagyobb tömegű csillagokban a konvekciós zóna a magtól a felszínig terjedhet.

Körülbelül 10 naptömeg alatti fő szekvenciájú csillagokban a csillag külső héja tartalmaz egy olyan régiót, ahol a hidrogén és a hélium részleges ionizálása növeli a hőkapacitást. A viszonylag alacsony hőmérséklet ebben a régióban egyidejűleg az abszorbancia miatt a nehezebb elemek miatt elég magas ahhoz, hogy meredek hőmérsékleti gradienst eredményezzen. Ez a kombináció a körülmények termel egy külső konvekciós zóna, a tetején, amely látható a Sun, mint egy napenergia granulálási . Az alacsony tömegű fő szekvencia csillagok, például a 0,35 napsúlynál kisebb vörös törpék , valamint a Hayashi utat megelőző fő szekvencia csillagok teljes térfogatukban konvektívek, és nem tartalmaznak zónás sugárzást.

Nap típusú csillagok

A Naphoz hasonló fő sugárzási csillagok esetében, sugárzó maggal és konvektív burokkal, a konvekciós zóna és a sugárzó zóna közötti átmeneti régiót tachoclinának nevezzük . Maga a Nap esetében a konvektív zóna 0,8  napsugarat nyújt a középponttól a Nap látható felületéig. A sugárzónától egy körülbelül 3000 kilométer vastag tachoclin választja el, amely a legújabb tanulmányok szerint az erős mágneses mezők helyszíne lehet, és fontos szerepet játszana a napdinamóban . A hőmérséklet 2 millióról ~ 5800  Kelvinre emelkedik . Az anyag a felszínre ért, lehűlt, ismét a konvekciós zóna aljára zuhan, hogy hőt kapjon a sugárzási zóna felső részéből  stb. Az óriási konvekciós sejtek így képződött felelősek a napenergia granulátumok megfigyelhető a felszínen a csillag. Az ezen a területen előforduló turbulencia dinamó-hatást vált ki, amely felelős a Nap felszínén található észak-déli mágneses polaritásért.

Vörös óriások

A vörös óriás csillagok , és különösen a aszimptotikus ága óriás csillagok , a terület a felületes konvekciós Változó vastagságú során fázisaiban nukleáris fúzió a belső héj, közel a a csillag magjában. Ez rövid élettartamú kotrási eseményeket okoz, amelyek a csillag magjától a felszínig elolvadnak.

Példa

A vörös óriás π1 Gruis  (en) megfigyelésével olyan konvekciós sejteket tártak fel , amelyek átmérője körülbelül 120 millió kilométer, vagyis a csillag átmérőjének közel 30% -a.

Megjegyzések és hivatkozások

  1. (de) Karl Schwarzschild, Gesammelte Werke: Összegyűjtött művei ( olvas online ) , p.  14.
  2. (in) R. Behrend és A. Maeder , "  Hatalmas csillagok kialakulása az akkréciós ráta növelésével  " , Astronomy and Astrophysics , vol.  373,2001, P.  190 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20010585 , Bibcode  2001A & A ... 373..190B , arXiv  astro-ph / 0105054 ).
  3. (be) F. Martins , E. Depagne , D. Russeil és L. Mahy , "  A masszív csillagok szinte kémiailag homogén evolúciójának bizonyítéka a napfémességig  " , Astronomy & Astrophysics , vol.  554,2013, A23 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321282 , Bibcode  2013A & A ... 554A..23M , arXiv  1304.3337 ).
  4. (in) A. Reiners és G. Basri , "  A részleges és teljesen konvekciós mágneses csillagok topológiájáról  " , Astronomy and Astrophysics , vol.  496, n o  3,2009. március, P.  787–790 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 200811450 , Bibcode  2009A & A ... 496..787R , arXiv  0901.1659 ).
  5. (in) F. Antona és J. Montalbán , "  A konvekció és a fő szekvencia előtti lítium kimerülés hatékonysága  " , Csillagászat és asztrofizika , vol.  212,2003, P.  203 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20031410 , Bibcode  2003A & A ... 412..213D , arXiv  astro-ph / 0309348 ).
  6. SB: "  A felület egy vörös óriás csillag kiderült  ," A tudomány , n o  484,2018. február, P.  13.
  7. (en) C. Paladini, F. Baron, A. Jorissen, J.-B. A Touchstone, B. Freytag és mtsai. , „  Nagy granulációs sejtek az óriáscsillag felületén π 1 Gruis  ” , Nature , vol.  553,2018. január 18, P.  310-312 ( DOI  10.1038 / nature25001 ).