Konveksiyon bölgesi

Konveksiyon bölgesi, veya konvektif bölgesi, termodinamik açıdan kararsız bir yıldızın bir tabakadır. Enerji, enerjinin yayılan radyasyon ve iletim yoluyla taşındığı radyasyon bölgesinin aksine, bu bölgedeki parsellerin konveksiyonu ile büyük ölçüde veya kısmen taşınır . Bu nedenle , yıldızın içindeki plazmanın kütle hareketidir ve genellikle dairesel bir konveksiyon akımı oluşturur, ısıtılmış plazma yükselir ve soğutulmuş plazma düşer.

Schwarzschild kriteri, bir yıldızın böylelikle kararsız olduğu koşulları ifade eder. Hafifçe yükselen bir gaz parseli, çıktığı yerden daha düşük basınçlı bir ortamda son bulacaktır. Hacmi genişler ve ardından sıcaklığı soğur. Yükselen parsel yeni ortamındakinden daha düşük bir sıcaklığa soğursa, çevreleyen gazdan daha yüksek bir yoğunluğa sahip olur ve Arşimet'in ilkesine göre geldiği yere geri dönecektir. Bununla birlikte, sıcaklık gradyanı yeterince dikse (yani, yıldızın merkezinden uzaklıkla birlikte sıcaklık hızla değişiyorsa) veya gaz çok yüksek bir ısı kapasitesine sahipse (yani - gazın genişlemesi sırasında sıcaklığının yavaş değiştiğini söyleyin. hacim), parsel yeni ortamından daha sıcak ve daha az yoğun kalacaktır ve yüzdürme özelliği daha sonra yükselmeye devam etmesini sağlayacaktır.

Schwarzschild durumu

Sıcaklık gradyanı, yıldızdaki rastgele dalgalanmalarla hareket eden bir yıldızın bir öğesinin yükselip yükselmeyeceğini veya Arşimet Prensibinin onu orijinal konumuna geri getirip getirmeyeceğini belirler. Konveksiyonu engellemek için Schwarzschild kriteri:

Burada olan yerçekimi ivmesi ve bir ısı kapasitesi sabit basınçta.

Ana Dizi Yıldızları

Olarak ana dizi yıldızlı 1.3 katı kütlesi üzerinde güneş , çekirdek sıcaklığı çok yüksek olduğu ve neden olan nükleer füzyon arasında hidrojen içine helyum , temel olarak, karbon-azot-oksijen (CNO) döngüsü. Yerine proton-proton zinciri , sıcaklıktan daha az etkilenir. Bu yıldızların çekirdeği, ısıl dengede olan ve çok az veya hiç karışmayan bir radyasyon katmanıyla çevrilidir.

Öte yandan, üstteki katman, tabanından radyasyonla ısıtılır ve yıldızın dış tabakası tarafından üstünden soğutulur. Güçlü sıcaklık gradyanı böylelikle hidrojen yakıtını helyum ürünü ile yavaşça karıştıran bir konveksiyon bölgesine izin verir. En büyük kütleli yıldızlarda, konveksiyon bölgesi çekirdekten yüzeye uzanabilir.

Yıldızın dış kabuğu, yaklaşık 10 güneş kütlesinden daha az olan ana dizi yıldızlarında, hidrojen ve helyumun kısmi iyonlaşmasının ısı kapasitesini artırdığı bir bölge içerir . Bu bölgedeki nispeten düşük sıcaklık, eşzamanlı olarak, daha ağır elementler nedeniyle soğurmanın , dik bir sıcaklık gradyanı oluşturmaya yetecek kadar yüksek olmasına neden olur . Koşulların bu kombinasyonu, tepesi Güneş'te bir güneş granülasyonu olarak görülebilen bir dış konveksiyon bölgesi oluşturur . 0.35 güneş kütlesinden daha küçük kırmızı cüceler gibi düşük kütleli ana sekans yıldızları ve Hayashi yolu ana sekans öncesi yıldızları , hacimlerinin tamamı boyunca konvektiftirler ve bir bölge, radyasyon içermezler.

Güneş tipi yıldızlar

Işınımlı bir çekirdeği ve konvektif bir zarfı olan Güneş'e benzeyen ana dizi yıldızları için, konveksiyon bölgesi ile ışıma bölgesi arasındaki geçiş bölgesi takoklin olarak adlandırılır . Güneş'in kendisinde ise, konvektif bölge 0.8 güneş ışınını merkezden Güneş'in görünür yüzeyine kadar uzatır  . Radyasyon bölgesinden yaklaşık 3000 kilometre kalınlığındaki bir takoklin ile ayrılır; bu, son araştırmalara göre güçlü manyetik alanların yuvası olabilir ve güneş dinamosunda önemli bir rol oynayabilir . Sıcaklık 2 milyondan ~ 5.800  Kelvin'e çıkıyor . Malzeme yüzeye ulaştı, soğutuldu, radyasyon bölgesinin üst kısmından vb. Isı almak için tekrar konveksiyon bölgesinin tabanına dalar  . Bu şekilde oluşan devasa konveksiyon hücreleri , yıldızın yüzeyinde görülebilen güneş granülasyonlarından sorumludur . Bu bölgede meydana gelen türbülans, Güneş'in yüzeyindeki kuzey-güney manyetik kutupluluğundan sorumlu bir dinamo etkisi yaratır.

Kırmızı devler

Kırmızı dev yıldızlarda ve özellikle dev yıldızların asimptotik dalı sırasında, yüzeysel konveksiyon alanı , yıldızın çekirdeğinin yakınında, iç kabuktaki nükleer füzyon aşamaları sırasında kalınlık bakımından değişiklik gösterir . Bu, yıldızın çekirdeğinden yüzeye erime ile sonuçlanan kısa ömürlü element tarama olaylarına neden olur.

Misal

Kırmızı dev π1 Gruis  (en) 'in gözlemi, yaklaşık 120 milyon kilometre çapında veya yıldız çapının yaklaşık% 30'una sahip konveksiyon hücrelerini ortaya çıkardı .

Notlar ve referanslar

  1. (De) Karl Schwarzschild, Gesammelte Werke: Collected Works ( çevrimiçi okuyun ) , s.  14.
  2. (içinde) R. Behrend ve A. Maeder , "  Büyüme hızıyla büyük yıldızların oluşumu  " , Astronomy and Astrophysics , cilt.  373,2001, s.  190 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20010585 , Bibcode  2001A & A ... 373..190B , arXiv  astro-ph / 0105054 ).
  3. (in) F. Martins , E. Depagne , D. Russeil ve L. Mahy , "  Büyük yıldızların güneş metalikliğine kadar neredeyse kimyasal olarak homojen Evriminin kanıtı  " , Astronomy & Astrophysics , cilt.  554,2013, A23 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321282 , Bibcode  2013A & A ... 554A..23M , arXiv  1304.3337 ).
  4. (in) A. Reiners ve G. Basri , "  Manyetik topolojisi üzerine Kısmen ve tamamen konvektif yıldızlar  " , Astronomy and Astrophysics , cilt.  496, n o  3,Mart 2009, s.  787–790 ( DOI 10.1051 / 0004-6361: 200811450 , Bibcode 2009A & A ... 496..787R , arXiv 0901.1659 )   .
  5. (inç) F. Antona ve J. Montalbán , "  Konveksiyonun Verimliliği ve Ana Sıra Öncesi Lityum Tükenmesi  " , Astronomy and Astrophysics , cilt.  212,2003, s.  203 ( DOI  10.1051 / 0004-6361: 20031410 , Bibcode  2003A & A ... 412..213D , arXiv  astro-ph / 0309348 ).
  6. SB, "  Kızıl dev bir yıldızın yüzeyi ortaya çıktı  ," Bilim için , n o  484,Şubat 2018, s.  13
  7. (en) C. Paladini, F. Baron, A. Jorissen, J.-B. The Touchstone, B. Freytag vd. , "  Dev yıldız π 1 Gruis yüzeyindeki büyük granülasyon hücreleri  " , Nature , cilt.  553,18 Ocak 2018, s.  310-312 ( DOI  10.1038 / nature25001 ).