Конвективна зона

Илустрација Сунчеве унутрашњости

На скици Сунчеве унутрашњости конвективна зона је обојена жутом бојом.

Конвективна или проводна зона је спољашњи слој звездане унутрашњости у којој се енергија преноси конвекцијом када се топлија звездана плазма помера ка вишим слојевима, а нижа пада на дно зоне. Код Сунца обухвата зону од око 70% Сунчевог полупречника ка површини, надовезујући се на радијативну зону преко тахоклина.

Провођење енергије

У конвективној зони материја је изразито хладнија од температуре у радијативној зони. На тој температури атоми апсорбују енергију, али је температура недовољно висока и материја није готово густа, тако да атоми не отпуштају енергију. На овим температурама провођење радијацијом опада експоненцијално, а најефикасније провођење топлоте је конвекција и постоји довољно велики градијент температуре (температура се креће од 2 милиона Келвина на почетку, до око 5,5 хиљада Келвина на крају) за јављање интрамолекулских сила и унутар њих јонских веза.

Кључање воде

Конвекција је врста преношења енергије кроз материју које се може упоредити са кључањем воде. Топлија материја се подиже и подизањем се хлади ослобађајући енергију, а хладнија материја поново пада на дно и поступак се понавља. У конвективној зони се топлија материја која се налази код завршетка радијативне зоне, хлађењем подиже ка врху конвективне зоне. Стигавши до врха, охлађена материја полако креће да се спушта ка дну. Оваквим процесом се кроз зону остварује кружно провођење енергије. Топли материјал прати директну путању кроз конвективну зону и енергија се преноси много брже него радијацијом. Енергији је потребно 171 хиљада година да прође кроз радијативну зону, док кроз конвективну прође за нешто више од недељу дана.

Температура Сунца опада удаљавајући се од центра, тако да су гасови у овој области мање јонизовани и због тога имају већу могућност да апсорбују фотоне који се долазе из радијативне зоне. Енергија се до фотосфере (видљиве површине Сунца) преноси у огромним петљама гасова. Губећи енергију на фотосфери сада релативно хладнији полако и дуго падају назад до доњег дела конвективне зоне и поступак провођења енергије се понавља.

Термодинамички опис поступка провођења

Делови гаса се при преласку са вишег на нижи притисак шире и хладе у односу на нову околину и тиме имају већу густину у односу на околни гас. При недостатку потиска, тај гас ће се полако спуштати ка дну.

Међудим, код довољно великог градијента температуре, гас ће имати јако велики топлотни капацитет (тј. температура ће се ширењем мењати релативно полако), тако да ће делови гаса окружени нешто нижим притиском остати топли и мање густине од околине и након ширења и хлађења. У оваквим условима долази до потиска и гас ће се кретати ка горе, све више и више.

Шварцшилдов критеријум

Шварцшилдов критеријум даје услове под условима стабилности када нема конвекције кроз одређени део звезде. За гравитацију g и топлотни капацитет C_p на константном притиску, услов стабилности је:

$-{\frac {dT}{dZ}}<{\frac {g}{C_{p}}}$

Конвективне зоне код других звезда

ЦНО циклус

Код звезда чије се масе налазе између 1,3 и 10 маса Сунца, нуклеарна фузија водоника у хелијум врши се у ЦНО циклусу (угљеник-азот-кисеоник), за разлику од протон-протон ланца. ЦНО процес је врло осетљив на температуру, тако да температура са врло врућег језгра опада експоненцијално. У проводној зони, гориво (водоник) је измешан са хелијумом који је производ. Почеци конвективне зоне су термалној равнотежи са завршетком радијативне зоне, или тахоклином, ако он постоји.

За звезде маса мањих од 10 маса Сунца, унутрашњи омотач звезде садржи слој у којем делимична јонизација водоника и хелијума повећава топлотни капацитет. Релативно ниска температура у овој области спонтано доводи до ограничења пролаза за теже елементе због стрмог температурног градијента. Све то доводи до формирања конвективне зоне. Код Сунца су горњи делови конвективне зоне видљиви са Земље у виду Сунчеве гранулације.

Однос са другим деловима унутрашњости Сунца

Језгро и радијативна зона ротирају другачије него конвективна зона, јер се они окрећу униформно попут чврстог тела, док је конвективна зона окарактерисана диференцијалном ротацијом.

Сунчева радијативна зона се протеже од језгра до 70% његове дубине. Код звезда мањих од Сунца, температуре материје су мање, што за последицу има ширу конвективну и ужу радијативну зону. Код најмањих и најхладнијих звезда, конвективна зона се протеже чак од језгра и оне уопште немају радијативну зону. С друге стране, код већих и топлијих звезда од Сунца расте радијативна зона, тако да код најтоплијих звезда енергија настала нуклеарним реакцијама у језгру преноси се само зрачењем, а нема провођења.

Види још

• Сунчева унутрашњост
• Радијативна зона
• Тахоклин

Литература

• Општа астрофизика, Вукићевић-Карабин Мирјана, Атанацковић Олга, пп. 208, 2010, Завод за уџбенике и наставна средства ISBN 978-86-17-16947-1