Die Grenze zwischen Strahlungs- und Konvektionszone liegt bei einer Temperatur von ca$10^6$K. Wasserstoffatome werden Temperaturen weit über 20.000 K nicht überleben (um zu sehen, warum, studieren Sie die Saha-Gleichung ). Daher ist die Erklärung, dass die Konvektion aufgrund der durch Wasserstoffatome verursachten erhöhten Opazität beginnt, falsch und es gibt sehr wenig nicht ionisierten Wasserstoff in der Konvektionszone. Dasselbe gilt für Helium, obwohl das offensichtlich etwas höhere Temperaturen überlebt – es beginnt bei etwa 12.000 K zu ionisieren und ist oberhalb von 30.000 K fast vollständig ionisiert als Bruchteil des Radius) enthält neutrale Wasserstoff- und Heliumatome.

Der konvektive Wärmetransport setzt ein, wenn der Temperaturgradient im Inneren steiler wird als der „adiabatische Temperaturgradient“.

Im Kern und tiefen Inneren ist der Energietransport strahlend und der Temperaturgradient ist durch Strahlungsdiffusion gegeben:

Jetzt in den äußeren Teilen des Sterns$M(r)$ändert sich langsam, so dass wir beim Vergleich des Strahlungsgradienten mit dem adiabatischen Gradienten sehen, dass Konvektion durch eine Kombination aus zunehmender Opazität und abnehmender Temperatur ausgelöst werden kann, dass der Gradient jedoch durch abnehmende Dichte verringert wird.

Bei Temperaturen von einer Million K ist die Opazität ungefähr durch Kramers Opazität gegeben$\kappa \propto \rho T^{-3.5}$, die von gebunden-freier Absorption durch reichlich vorhandene hochionisierte Elemente wie Sauerstoff und Eisen dominiert wird. Der Strahlungstemperaturgradient nimmt also zu$\rho^2 T^{-6.5}$(die abnehmende Temperatur und stärkere Temperaturabhängigkeit setzt sich gegenüber der abnehmenden Dichte durch).

Letztendlich ist es also eine Kombination aus abnehmender Temperatur und zunehmender Opazität, die konvektive Instabilität in der Sonne auslöst.

Ich dachte immer, dass fast der gesamte Wasserstoff und das Helium in der Sonne (und sogar in der Konvektionszone) vollständig ionisiert sind ...

Diese Frage beschäftigt mich, seit sie gestellt wurde. Ich hatte eine ähnliche, scheinbar naive Annahme, bis ich einen Sonnenphysiker am Ende des Flurs abhörte.

Es stellt sich heraus, dass die Sonne nicht nur teilweise tief in der Chromosphäre und durch einen Großteil der Photosphäre in die Konvektionszone ionisiert wird . Der interessante Teil ist nicht nur, dass diese Regionen nicht vollständig ionisiert sind, sondern dass die vorhandenen Ionen unerwartet waren. Beispielsweise gibt es mehrere schwere Elemente/Metalle (z. B. Silizium, Natrium usw.), die auch bei den niedrigen Temperaturen der Photosphäre ungehindert Elektronen abgeben, und es gibt zusätzlich entsprechende quasistabile H - und ^H 2 ₊ ^-Zustände zu den üblichen H ⁺ , He ⁺ und He ²⁺ .

... das scheint also nicht die richtige Erklärung dafür zu sein, warum dort für mich Konvektion dominiert.

Wie Sie sich vorstellen können, sind die Ionisationszustände höhen-/tiefenabhängig und nicht trivial [z. B. Fontenla et al. , 1990, 1991, 1993, 2002]. Die Komplexität nimmt noch weiter zu, wenn man noch schwerere Elemente und die Nuancen ihrer Elektronenorbitale einbezieht , die frequenzabhängig unterschiedliche Opazitäten aufweisen.

Weiterhin können H ^– und H ₂ ⁺ die Opazität an einigen Stellen dominieren, die zu kalt sein sollten, um H ⁺ zu unterstützen [z. B. Fontenla et al. , 1990, 1991, 1993, 2002].

Meine Frage hier ist also, in welcher Tiefe von der Photosphäre ist die Temperatur niedrig genug, damit Wasserstoff als Atome und nicht als Ionen existieren kann?

Es gibt offensichtlich neutralen Wasserstoff weit über der photosphärischen Oberfläche, aber er wird nicht zu einem signifikanten Bruchteil der geladenen Dichte, bis sich die Oberfläche einige tausend Kilometer entfernt befindet [z. B. Avrett et al. , 1976]. Der Anteil an neutralem Wasserstoff hängt von den Rekombinations- und Ionisationsraten ab .

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Wie Rob (Jeffries) betonte, habe ich die Saha-Gleichung nicht diskutiert . Es stellt sich heraus, dass sich die interessierenden Regionen nicht im lokalen thermodynamischen Gleichgewicht oder LTE befinden , was für die Verwendung der Saha-Gleichung erforderlich ist. Das Fontenla et al. group erstellt seit über 20 Jahren aktiv immer komplexere Modelle der Sonnenatmosphäre und gilt als Experte auf diesem Gebiet. Wenn Sie die von mir bereitgestellten Referenzen durchgehen, erwähnen sie die Saha-Gleichung nicht, was mich überraschte, als ich sie zum ersten Mal las.

Avrett et al. [1976] diskutiert die Kontinuumsquellenfunktion ,$S_{\nu}^{c}$, für Nicht-LTE-Systeme. Im Grenzbereich von LTE kann die Saha-Gleichung zur Transformation verwendet werden$S_{\nu}^{c}$um das Plancksche Gesetz zu erholen .

Aktualisierung 2

Rob (Jeffries) brachte mehrere weitere Argumente vor, warum die Saha-Gleichung relevant ist, und überzeugte mich davon, dass sie für die Konvektionszone wichtig ist. Die Modelle, auf die ich mich beziehe, gehen nur zu ~1 % in die Konvektionszone und darunter wird es immer schwieriger, gegen die Verwendung von so etwas wie der Saha-Gleichung zu argumentieren (dh die Flüssigkeit geht ziemlich schnell zu LTE).

Verweise

• Avrett, EH, et al. "Anregung und Ionisierung von Helium in der Sonnenatmosphäre", Astrophys. J. 207 , Seiten L199-L204, 1976.
• Fontenla, JM, et al. "Energiebilanz in der solaren Übergangsregion. I. Hydrostatische thermische Modelle mit ambipolarer Diffusion", Astrophys. J. 355 , S. 700-718, 1990.
• Fontenla, JM, et al. "Energiehaushalt im solaren Übergangsbereich. II. Auswirkungen von Druck und Energieeintrag auf hydrostatische Modelle", Astrophys. J. 377 , S. 712–725, 1991.
• Fontenla, JM, et al. "Energiebilanz in der solaren Übergangsregion. III. Heliumemission in hydrostatischen Modellen mit konstanter Häufigkeit und Diffusion", Astrophys. J. 406 , S. 319-345, 1993.
• Fontenla, JM, et al. "Energiebilanz im solaren Übergangsbereich. IV. Wasserstoff- und Heliummassenströme mit Diffusion", Astrophys. J. 572 , S. 636–662, 2002.