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Una ilustración de la estructura del Sol.
Una ilustración de la estructura del Sol y una estrella gigante roja, mostrando sus zonas convectivas. Estas son las zonas granulares en las capas externas de las estrellas.

Una zona de convección , zona convectiva o región convectiva de una estrella es una capa que es inestable debido a la convección. La energía se transporta principal o parcialmente por convección en dicha región. En una zona de radiación , la energía se transporta por radiación y conducción .

La convección estelar consiste en un movimiento de masa de plasma dentro de la estrella que generalmente forma una corriente de convección circular con el plasma calentado ascendiendo y el plasma enfriado descendiendo.

El criterio de Schwarzschild expresa las condiciones bajo las cuales una región de una estrella es inestable a la convección. Una parcela de gas que suba levemente se encontrará en un entorno de menor presión que aquél de donde proviene. Como resultado, el paquete se expandirá y se enfriará. Si el paquete ascendente se enfría a una temperatura más baja que su nuevo entorno, de modo que tiene una densidad más alta que el gas circundante, entonces su falta de flotabilidad hará que se hunda de nuevo al lugar de donde vino. Sin embargo, si el gradiente de temperatura es lo suficientemente empinado (es decir, la temperatura cambia rápidamente con la distancia desde el centro de la estrella), o si el gas tiene una capacidad calorífica muy alta(es decir, su temperatura cambia relativamente lentamente a medida que se expande), entonces la parcela de gas ascendente permanecerá más cálida y menos densa que su nuevo entorno incluso después de expandirse y enfriarse. Su flotabilidad hará que continúe subiendo. La región de la estrella en la que esto ocurre es la zona de convección.

Estrellas de la secuencia principal [ editar ]

Ver también: Zona de radiación § Estabilidad frente a la convección

En las estrellas de la secuencia principal de más de 1,3 veces la masa del Sol, la alta temperatura central hace que la fusión nuclear de hidrógeno en helio ocurra predominantemente a través del ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO) en lugar de la cadena protón-protón, menos sensible a la temperatura. . El gradiente de alta temperatura en la región del núcleo forma una zona de convección que mezcla lentamente el combustible de hidrógeno con el producto de helio. La zona de convección del núcleo de estas estrellas está superpuesta por una zona de radiación que está en equilibrio térmico y experimenta poca o ninguna mezcla. [1] En las estrellas más masivas, la zona de convección puede llegar desde el núcleo hasta la superficie. [2]

En las estrellas de secuencia principal de menos de aproximadamente 1,3 masas solares, la envoltura exterior de la estrella contiene una región donde la ionización parcial de hidrógeno y helio aumenta la capacidad calorífica. La temperatura relativamente baja en esta región provoca simultáneamente que la opacidad debida a elementos más pesados ​​sea lo suficientemente alta como para producir un gradiente de temperatura pronunciado. Esta combinación de circunstancias produce una zona de convección exterior, cuya parte superior es visible en el Sol como granulación solar. Secuencias principales de estrellas de baja masa, como enanas rojas por debajo de 0,35 masas solares , [3] así como estrellas pre-secuencia principal en la pista Hayashi, son convectivos en toda su extensión y no contienen una zona de radiación. [4]

En las estrellas de secuencia principal similares al Sol, que tienen un núcleo radiativo y una envoltura convectiva, la región de transición entre la zona de convección y la zona de radiación se llama tacoclina .

Gigantes rojas [ editar ]

En las estrellas gigantes rojas , y particularmente durante la fase de ramificación gigante asintótica , la zona de convección de la superficie varía en profundidad durante las fases de combustión de la concha. Esto provoca eventos de dragado , zonas de convección muy profundas de corta duración que transportan productos de fusión a la superficie de la estrella. [5]

Referencias [ editar ]

  1. ^ Behrend, R .; Maeder, A. (2001). "Formación de estrellas masivas por tasa de acreción creciente". Astronomía y Astrofísica . 373 : 190-198. arXiv : astro-ph / 0105054 . Bibcode : 2001A & A ... 373..190B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20010585 . S2CID  18153904 .
  2. ^ Martins, F .; Depagne, E .; Russeil, D .; Mahy, L. (2013). "Evidencia de evolución cuasi-químicamente homogénea de estrellas masivas hasta la metalicidad solar". Astronomía y Astrofísica . 554 : A23. arXiv : 1304.3337 . Bibcode : 2013A & A ... 554A..23M . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201321282 . S2CID 54707309 . 
  3. ^ Reiners, A .; Basri, G. (marzo de 2009). "Sobre la topología magnética de estrellas parcialmente y totalmente convectivas". Astronomía y Astrofísica . 496 (3): 787–790. arXiv : 0901.1659 . Bibcode : 2009A & A ... 496..787R . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200811450 . S2CID 15159121 . 
  4. ↑ d'Antona, F .; Montalbán, J. (2003). "Eficiencia de la convección y el agotamiento de litio de la secuencia preprincipal". Astronomía y Astrofísica . 212 : 213–218. arXiv : astro-ph / 0309348 . Bibcode : 2003A & A ... 412..213D . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20031410 . S2CID 2590382 . 
  5. ^ Lebzelter, T .; Lederer, MT; Cristallo, S .; Hinkle, KH; Straniero, O .; Aringer, B. (2008). "Estrellas AGB del cúmulo LMC de edad intermedia NGC 1846". Astronomía y Astrofísica . 486 (2): 511. arXiv : 0805.3242 . Bibcode : 2008A & A ... 486..511L . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200809363 . S2CID 18811290 . 

Lectura adicional [ editar ]

  • Hansen, CJ; Kawaler, SD y Trimble, V. (2004). Interiores estelares . Saltador. ISBN 0-387-20089-4.
  • Zeilik, M .; Gregory, SA (1998). Introducción a la astronomía y la astrofísica . Brooks Cole. ISBN 978-0-03-006228-5.

Enlaces externos [ editar ]

  • Explicación animada de la zona de convección [ enlace muerto ] (Universidad de Gales del Sur).
  • Explicación animada de la temperatura y densidad de la zona de convección [ enlace muerto ] (Universidad de Gales del Sur).