Energietransportmechanismus in Sternen

Ich habe den Mechanismus nicht verstanden, durch den Energie aus dem Kern eines Sterns seine äußeren Schichten erreicht. Primär wird Wärme durch Konvektion oder Strahlung übertragen.

Bei Sternen mit fast einer Sonnenmasse dominiert die Strahlung in den inneren Regionen, da die Konvektion einen hohen Temperaturgradienten erfordert und ihre Kerne nicht heiß genug sind. Nun, die Wikipedia- Seite sagt:

Der äußere Teil von Sternen mit Sonnenmasse ist kühl genug, dass Wasserstoff neutral und daher für ultraviolette Photonen transparent ist, sodass die Konvektion dominiert.

Ich finde diese Argumentation kontraintuitiv. Wenn die Außenbereiche für ultraviolette Photonen durchlässig sind, warum dominiert dann die Konvektion?

Ein ähnliches Argument wird im Fall von massereichen Sternen vorgebracht.

Im äußeren Teil des Sterns ist der Temperaturgradient flacher, aber die Temperatur ist hoch genug, dass der Wasserstoff fast vollständig ionisiert wird, sodass der Stern für ultraviolette Strahlung undurchlässig bleibt. Massereiche Sterne haben also eine Strahlungshülle.

Die obige Begründung ist nicht überzeugend genug. Ich wäre dankbar, wenn mir jemand weiterhelfen könnte.

Ich denke, sie meinen, dass, wenn der Stern UV-durchlässig ist, die UV-Strahlung aus dem Stern entweicht und daher die äußeren Teile davon nicht erwärmen kann. Daher muss die Konvektion die Arbeit erledigen.
Wenn die Strahlung austritt, muss sie die äußeren Schichten passieren und wird dadurch eine Erwärmung verursachen.
Erst wenn die Strahlung in den äußeren Schichten absorbiert wird , kommt es zu einer Erwärmung. Nicht, wenn es durchgeht.
Nein, Sie müssen Ihre Grundlagen richtig machen, denke ich. Die mittlere freie Weglänge von Photonen innerhalb eines Sterns ist sehr kurz. Es ist unmöglich, dass ein Photon herausfliegt, ohne auf ein Teilchen zu treffen.

Antworten (1)

Ob ein Bereich konvektiv wird oder nicht, hängt (grob) davon ab, ob der Temperaturgradient den adiabatischen Temperaturgradienten übersteigt. Wenn dies der Fall ist, entsteht eine konvektive Instabilität, wodurch ein aufsteigendes (adiabatisches) Gaspaket eine anhaltende Aufwärtskraft erfährt.

In einer Strahlungszone ist der Temperaturgradient direkt proportional zur Opazität des Gases, κ

D T D R ∝ κ ρ T 3 F R A D ,
Wo ρ ist die Dichte und F R A D = L / 4 π R 2 ist der Strahlungsfluss, der von einem leuchtenden Stern ausgeht L im Radius R . Die innere Opazität eines Sterns kann durch das Kramersche Gesetz angenähert werden : κ ∝ ρ T − 7 / 2 .

Hier gibt es viele konkurrierende Effekte, aber im Allgemeinen haben die äußeren Teile eines Sterns mit einer Sonnenmasse bei einer bestimmten Temperatur einen geringeren Energiefluss, aber die Dichte ist viel höher als die äußeren Teile eines hoch- Massenstern. Das Nettoergebnis ist, dass der äußere Teil eines Sterns mit Sonnenmasse gegenüber Konvektion instabil ist, aber der Temperaturgradient im äußeren Teil eines massereichen Sterns unterhalb des adiabatischen Temperaturgradienten bleibt.

Ich finde die Wikipedia-Erklärung verwirrend. Nur die äußerste Außenhaut eines Sterns ist kühl genug, damit Wasserstoff neutral bleibt, also bezieht sich dies nicht auf die Massenkonvektionszone.

Da die Temperatur eines Sterns abnimmt, wenn wir uns vom Zentrum nach außen bewegen, sind die Temperaturgradienten immer negativ. Wenn Sie sagen "Ob eine Region konvektiv wird oder nicht, hängt (grob) davon ab, ob der Temperaturgradient den adiabatischen Temperaturgradienten überschreitet". Bedeutet es D T D R > ( D T D R ) Anzeige oder | D T D R | > | D T D R | Anzeige ?
@Stefano Der zweite.
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