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Una zona de convección , zona convectiva o región convectiva de una estrella es una capa inestable debido a la convección. En dicha región , la energía se transporta principalmente 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 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 en las que una región de una estrella es inestable a la convección. Una parcela de gas que se eleva ligeramente se encontrará en un entorno de menor presión que el de donde proviene. Como resultado, la parcela se expandirá y se enfriará. Si la parcela ascendente se enfría a una temperatura más baja que su nuevo entorno, de modo que tenga 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 pronunciado (es decir, la temperatura cambia rápidamente con la distancia desde el centro de la estrella), o si el gas tiene una capacidad térmica muy alta (es decir, su temperatura cambia relativamente lentamente a medida que se expande), entonces la parcela ascendente de gas permanecerá más caliente y menos densa que su nuevo entorno incluso después de expandirse y enfriarse. Su flotabilidad hará que continúe ascendiendo. La región de la estrella en la que esto sucede es la zona de convección.
En las estrellas de la secuencia principal con una masa superior a 1,3 veces la del Sol, la elevada temperatura del núcleo hace que la fusión nuclear del 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 elevado gradiente de 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 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 llegar 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 de hidrógeno y helio aumenta la capacidad térmica. La temperatura relativamente baja en esta región hace que la opacidad debida a los 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 estrellas de la secuencia principal de baja masa, como las enanas rojas de menos de 0,35 masas solares [3] , así como las estrellas pre-secuencia principal en la trayectoria de Hayashi , son convectivas 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 .
En las estrellas gigantes rojas , y en particular durante la fase de la rama gigante asintótica , la zona de convección superficial varía en profundidad durante las fases de quema de capas. Esto provoca eventos de dragado , zonas de convección muy profundas de corta duración que transportan los productos de fusión a la superficie de la estrella. [5]