Strefa konwektywna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj

Strefa konwektywna – obszar wnętrza gwiazdy, w którym transport energii odbywa się na drodze konwekcji. Obszar, w którym ciepło i materia transportowane są w ten sposób, jest różny w zależności od masy gwiazdy i jej wieku.

Omówienie[edytuj | edytuj kod]

Występowanie warstw w gwiazdach z dominującym transportem energii na drodze promieniowania lub konwekcji jest zależne od przezroczystości materii i gradientu temperatury. 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[edytuj | edytuj kod]

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

Słońce[edytuj | edytuj kod]

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[edytuj | edytuj kod]

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[edytuj | edytuj kod]

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[edytuj | edytuj kod]

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 niskiej gęstości, w której może zachodzić 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[edytuj | edytuj kod]

  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.
  8. Roger John Tayler: The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press, 1994, s. 197. ISBN 0521458854.