Termo do glossário: Zona convectiva
Descrição: A zona convectiva é uma região dentro de uma estrela onde a convecção, e não a radiação, é o principal mecanismo de transporte de calor. A convecção requer uma grande diferença de temperaturas ao longo de uma determinada região. Quando a radiação não consegue transportar energia de maneira eficiente, o calor passa a ser transferido por meio da convecção.
Na zona convectiva, o material quente das camadas mais profundas da estrela sobe até regiões mais frias, onde se resfria e, em seguida, desce novamente. Nas estrelas mais massivas da sequência principal, o núcleo estelar é convectivo, enquanto as camadas externas são radiativas. Em estrelas da sequência principal semelhantes ao Sol, a região abaixo da atmosfera é convectiva, enquanto a região mais profunda é radiativa. Nas estrelas de menor massa, toda a estrela, do núcleo até logo abaixo da atmosfera, é convectiva.
Os movimentos convectivos resultam em uma mistura em grande escala de elementos químicos. Quando a convecção atinge a superfície de uma estrela, ela pode transportar elementos e isótopos recém-sintetizados para a superfície, o que deixa uma marca nos espectros registrados pelos astrônomos.
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Status do termo e da definição: A definição original deste termo em inglês foi aprovada por um astrônomo(a) pesquisador(a) e um(a) professor(a) A tradução deste termo e de sua definição ainda aguarda aprovação
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Em outros idiomas
- Árabe: المنطقة الحملية
- Alemão: Konvektionszone
- Inglês: Convective Zone
- Espanhol: Zona convectiva
- Francês: Zone de convection
- Italiano: zona convettiva
- Japonês: 対流層 (link externo)
- Chinês Simplificado: 对流区
- Chinês Tradicional: 對流區
Diagramas relacionados
Stellar Structure
Legenda: Stars are balls of plasma. For most of a star’s life it burns hydrogen into helium in its core. This phase of a star’s life is known as the main sequence. Burning hydrogen into helium produces heat, that heat travels out of the star’s core eventually reaching the star’s photosphere (often referred to as the “surface” of the star). From here the heat can radiate into space as various forms of electromagnetic radiation. However, how heat travels from the core to the photosphere depends on the star’s mass.
Imagine a parcel of gas rising inside a star. As it rises, it moves into an area of lower pressure, so it cools down and expands. If the parcel is still hotter, and therefore less dense than its surroundings, it keeps moving upward due to buoyancy. Eventually, it will rise far enough to cool and sink back down. This rising and sinking cycle is called convection. Whether convection occurs depends on how quickly temperature changes as you move away from the star’s core. If the temperature in a star drops rapidly, rising parcels of gas are more likely to stay hotter than their surroundings, so convection dominates as the mode of energy transfer in this part of the star. Conversely if the temperature drops more slowly (i.e. if the temperature gradient is small) then heat will mostly be transferred by radiation (photons).
In the most massive main sequence stars (more massive than about 1.5 times the mass of the Sun, seen here on the left), hydrogen is burned into helium using the CNO cycle. This is highly temperature dependent and thus energy production is concentrated near the center of the star. This leads to a larger temperature gradient and thus a convective core. Further out the temperature gradient becomes smaller and heat transport is dominated by radiation. This is called the radiative zone.
For lower mass stars like the Sun (between 0.3 and 1.5 solar masses, seen here in the middle) hydrogen is burned to helium using a different process (the pp chain). This depends less on the internal temperature than the CNO cycle and so energy production is more distributed in the star’s core. This leads to a smaller temperature gradient and thus a radiative core where convection occurs surrounded by a radiative zone. Going further out the gas becomes cool enough for some elements to hang to on some of their electrons, i.e. not being completely ionised. This partially ionised gas is more opaque to photons, trapping heat. This leads to a large temperature gradient and thus convection.
The lowest mass stars (below 0.3 solar masses, seen here on the right) have no radiative zone and are fully convective.
The arrows in the radiative zone are shown as wavy lines heading out of the star. However, a photon’s journey out of a star is much more complex with each individual photon travelling only a short distance before being deflected by some of the charged particles that make up the plasma of the star’s interior. This leads to a long and winding road that takes millennia instead of the few seconds it would take if the photon did not interact with particles in the plasma.
Crédito: Based on a vector diagram by Wikimedia user Д.Ильин which itself is based on a diagram from sun.org
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