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Una zona de convección , zona convectiva o región convectiva de una estrella es una capa que es inestable debido a la convección. En una región de este tipo la energía se transporta principal o parcialmente por convección . En una zona de radiación , la energía se transporta por radiación y conducción .
La convección estelar consiste en el movimiento de masas de plasma dentro de la estrella que generalmente forma una corriente de convección circular con el plasma calentado ascendente y el plasma enfriado descendente.
El criterio de Schwarzschild expresa las condiciones bajo las cuales una región de una estrella es inestable a la convección. Una porción de gas que se eleva ligeramente se encontrará en un ambiente de menor presión que aquel de donde proviene. Como resultado, el paquete se expandirá y se enfriará. Si la porción ascendente se enfría a una temperatura más baja que su nuevo entorno, de modo que tenga una densidad mayor que el gas circundante, entonces su falta de flotabilidad hará que se hunda nuevamente al lugar de donde vino. Sin embargo, si el gradiente de temperatura es lo suficientemente pronunciado (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 ascendente El gas permanecerá más cálido y menos denso que su nuevo entorno incluso después de expandirse y enfriarse. Su flotabilidad hará que siga subiendo. La región de la estrella en la que esto sucede es la zona de convección.
En las estrellas de la secuencia principal con más de 1,3 veces la masa del Sol, la alta temperatura del núcleo hace que la fusión nuclear de hidrógeno en helio se produzca predominantemente a través del ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO) en lugar de la cadena protón-protón, menos sensible a la temperatura. . El alto gradiente de temperatura en la región central 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 recubierta por una zona de radiación que está en equilibrio térmico y sufre poca o ninguna mezcla. [1] En las estrellas más masivas, la zona de convección puede extenderse desde el núcleo hasta la superficie. [2]
En las estrellas de la secuencia principal de menos de 1,3 masas solares, la envoltura exterior de la estrella contiene una región donde la ionización parcial del hidrógeno y el 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. Las secuencias principales de estrellas de baja masa, como las enanas rojas por debajo de 0,35 masas solares , [3] así como las estrellas anteriores a la secuencia principal en la pista de Hayashi , son convectivas en todas partes 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 .
En las estrellas gigantes rojas , y particularmente durante la fase de rama gigante asintótica , la zona de convección de la superficie varía en profundidad durante las fases de combustión de la capa. Esto provoca eventos de dragado , zonas de convección muy profundas y de corta duración que transportan productos de fusión a la superficie de la estrella. [5]