Strefa konwektywna

Strefa konwektywna – obszar wnętrza gwiazdy, w którym transport energii odbywa się nie tylko przez promieniowanie, ale także przez konwekcję. Występowanie konwekcji powoduje mieszanie materii gwiazdy i znacznie zwiększa pionowy transport energii. Obszar gwiazdy, w którym występuje konwekcja, jest zależny od masy gwiazdy i etapu ewolucyjnego.

Obszar gwiazdy nie będący strefą konwektywną jest strefą promienistą.

Omówienie

W gwiazdach występuje przenoszenie energii z ich gorącego wnętrza ku powierzchni, spadająca wraz z wysokością temperatura powoduje przenoszenie energii cieplnej przez promieniowanie, które może być wystarczające do odprowadzenia energii. Jeżeli promieniowanie nie jest wystarczające do odprowadzenia energii, to wewnętrzne warstwy stają się na tyle cieplejsze, że nie są w stanie równowagi hydrodynamicznej i następuje unoszenie ich części w górę. Konwekcja występuje, kiedy gradient temperatury w warstwie przekracza gradient adiabatyczny[1][2]. Konwekcja powoduje mieszanie materii, ujednolicając skład chemiczny warstwy, a jednocześnie transportując pierwiastki wytworzone w głębi gwiazdy w kierunku jej powierzchni, co umożliwia ich wykrycie w drodze obserwacji spektroskopowych[1].

Gwiazdy ciągu głównego

Schematyczne przedstawienie obszarów konwektywnych (czarne pętle) w gwiazdach ciągu głównego o różnej masie

Słońce

Strefy – konwektywna i promienista – na przykładzie budowy Słońca

W Słońcu konwekcja występuje w zewnętrznej warstwie otoczki, podczas gdy głębsze warstwy gwiazdy są zdominowane przez transport promienisty[2][3][4]. Wprawdzie grubość strefy konwektywnej Słońca to aż 1,81×105 km (0,26 R), ale ze względu na mniejszą gęstość materii niż w głębszej strefie promienistej, ruch konwekcyjny miesza mniej niż 1,7% masy Słońca[3]. Zewnętrzna powierzchnia warstwy konwektywnej jest dostępna bezpośrednim obserwacjom jako fotosfera, a komórki konwekcyjne istniejące w tej warstwie uwidaczniają się w postaci granulacji powierzchni i supergranulacji, widocznej w pomiarach dopplerowskich[2]. Badanie głębszych obszarów Słońca, w tym spodu strefy konwektywnej, jest możliwe dzięki heliosejsmologii[4][5]. Przypuszcza się, że to na granicy między jednolicie rotującą strefą promienistą a podlegającą rotacji różnicowej warstwą konwektywną, w tzw. tachoklinie, ma miejsce generacja pola magnetycznego Słońca przez mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego[2]. Ponadto ruchy plazmy o mniejszej skali tworzą lokalne pola magnetyczne o własnych biegunach, przejawiające się na powierzchni Słońca w postaci zjawisk takich jak plamy słoneczne i pochodnie fotosferyczne[3].

Warunki w strefie konwektywnej znacznie się zmieniają z głębokością: temperatura maleje od ok. 2 mln K u spodu do zaledwie 5700 K na powierzchni, a gęstość od 200 kg/m3 do 0,2 g/m3. Wraz ze spadkiem temperatury niektóre cięższe jony są w stanie utrzymać więcej elektronów; wskutek tego już u dołu warstwy przezroczystość materii maleje w porównaniu ze strefą promienistą, przez co ciepło jest zatrzymywane i pojawia się niestabilność, która prowadzi do zainicjowania konwekcji[2].

Gwiazdy o małej masie

Budowa czerwonych karłów o różnych rozmiarach, z ilustracją mechanizmu dynama wewnątrz większego karła

W gwiazdach o mniejszych masach występują względnie grubsze warstwy podlegające konwekcji. W szczególności czerwone karły o dostatecznie małej masie (<0,4 M) mogą w ogóle nie mieć strefy, w której dominuje transport radiacyjny – cała materia takiej gwiazdy ulega konwekcji. Sprawia to, że bardzo wydajnie prowadzą syntezę wodoru i są w stanie stabilnie świecić przez czas rzędu miliardów lat, aż zużyją go niemal w całości[6].

Gwiazdy o dużej masie

Gwiazdy o masach porównywalnych ze Słońcem mają podobną do niego budowę, z zewnętrzną warstwą konwektywną tym cieńszą, im większa jest masa gwiazdy. Gwiazdy o większej masie (>1,5 M) mają konwektywne jądro, podczas gdy w otoczce dominuje transport ciepła na drodze promieniowania. Dla przypadku pośredniej masy, co w ciągu głównym odpowiada typowi widmowemu A, strefa konwektywna może nie występować; wówczas całe wnętrze gwiazdy wymienia ciepło na drodze promieniowania[1].

Olbrzymy

Budowa wewnętrzna gwiazdy ciągu głównego i czerwonego olbrzyma

Wraz z wiekiem gwiazdy wodór, będący paliwem na ciągu głównym, zużywa się. Po zakończeniu syntezy wodoru w jądrze gwiazda opuszcza ciąg główny, w większości przypadków stając się olbrzymem. Taki obiekt ma rozdętą otoczkę o małej gęstości, w której zachodzi konwekcja. Strefa konwektywna olbrzyma może rozrosnąć się do takich rozmiarów, że sięgnie aż do jądra, umożliwiając wyniesienie produktów reakcji jądrowych ku powierzchni. Widmo gwiazdy zyskuje w ten sposób nietypowe linie, przez co gwiazda jest oznaczana jako osobliwa (pec od ang. peculiar). Takie zjawisko jest jednak krótkotrwałe w skali życia olbrzyma[7]. Duże zmiany rozmiarów strefy konwektywnej występują w fazie asymptotycznej gałęzi olbrzymów, kiedy gwiazda podlega tzw. pulsom termicznym. Po zainicjowaniu syntezy helu w węgiel w otoczce jądra konwekcja ma miejsce w warstwie ponad obszarem reakcji jądrowych. Po zakończeniu tego etapu syntezy konwekcja powoduje wymieszanie materii w otoczce, aż do wyniesienia produktów reakcji na powierzchnię (proces ten nosi anglojęzyczną nazwę dredge-up); następnie cykl powtarza się[8].

Przypisy

  1. a b c What is a Star?. NASA, grudzień 2010. [dostęp 2014-11-06].
  2. a b c d e The Solar Interior. NASA/Marshall Solar Physics, 2011-12-28. [dostęp 2014-11-06].
  3. a b c Przewodnik po Słońcu (pol.). Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego. [dostęp 2014-11-06].
  4. a b Joseph Werne: The Convection Zone (ang.). NorthWest Research Associates. [dostęp 2014-11-06].
  5. Michał Różyczka. Zajrzeć do Słońca. „Wiedza i Życie”. 4, 2001 (pol.). 
  6. Michael Richmond: Late stages of evolution for low-mass stars. [dostęp 2014-11-06].
  7. Daiichiro Sugimoto: Mixing between the core and the envelope in stars with deep convection zones. W: Roger John Tayler, J.E. Nomoto: Late Stages of Stellar Evolution: International Astronomical Union Symposium No. 66 (Copernicus Symposium V) Held in Warsaw, Poland, 10-12 September 1973. 1974.Sprawdź autora rozdziału:2.
  8. Roger John Tayler: The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press, 1994, s. 197. ISBN 0-521-45885-4.

Media użyte na tej stronie

Structure of Stars (artist’s impression).jpg
Autor: ESO, Licencja: CC BY 4.0
Artist's impression of the structure of a solar-like star and a red giant. The two images are not to scale - the scale is given in the lower right corner. It is common to divide the Sun's (and solar-like stars') interior into three distinct zones: The uppermost is the Convective Zone. It extends downwards from the bottom of the photosphere to a depth of about 15% of the radius of the Sun. Here the energy is mainly transported upwards by (convection) streams of gas. The Radiative Zone is below the convection zone and extends downwards to the core. Here energy is transported outwards by radiation and not by convection. From the top of this zone to the bottom, the density increases 100 times. The core occupies the central region and its diameter is about 15% of that of the entire star. Here the energy is produced by fusion processes through which hydrogen nuclei are fused together to produce helium nuclei. In the Sun, the temperature is around 14 million degrees. In red giants, the convection zone is much larger, encompassing more than 35 times more mass than in the Sun.
Sun poster PL.svg
Autor: Great SVG drawing by Kelvinsong, translation by Szczureq, Licencja: CC BY-SA 3.0
Budowa wewnętrzna Słońca
Gliese752-1.gif
The Interior Workings of Stellar Dynamo Gliese 752 Image Type: Illustration
Star types.svg
Autor: , Licencja: CC-BY-SA-3.0
Star types. Low-mass stars, less than half a solar mass, are fully convective from core to the surface and thus of uniform composition. This is because their low temperatures make their opacity to photons high. In intermediate-mass stars such as the sun, radiation transport works well enough in the core that convection does not take place; a stagnant core develops, surmounted by a convective region. These stars' surfaces do not include fusion products from the core, but retain the same composition as the cloud from which they formed. At 1.5 solar masses, the convective layer has almost disappeared and the star is essentially fully radiative. Above 1.5 solar masses, the CNO cycle contributes the majority of the energy production. Because this cycle is much more sensitive to temperature, the star's energy production is more tightly concentrated in the center, and this causes the development of a convective core.