Mecanismo de transporte de energía en las estrellas.

No he entendido el mecanismo por el cual la energía del núcleo de una estrella llega a sus capas exteriores. Principalmente, el calor se transfiere por convección o radiación.

Para las estrellas de casi una masa solar, la radiación domina en las regiones internas porque la convección necesita un gradiente de temperatura alto y sus núcleos no están lo suficientemente calientes. Ahora, la página de wikipedia dice-

La porción exterior de las estrellas de masa solar es lo suficientemente fría como para que el hidrógeno sea neutral y, por lo tanto, transparente a los fotones ultravioleta, por lo que domina la convección.

Encuentro este razonamiento un poco contrario a la intuición. Si las regiones exteriores son transparentes a los fotones ultravioleta, ¿por qué domina la convección?

Un argumento similar se presenta en el caso de estrellas de gran masa.

En la parte exterior de la estrella, el gradiente de temperatura es menos profundo, pero la temperatura es lo suficientemente alta como para que el hidrógeno se ionice casi por completo, por lo que la estrella permanece opaca a la radiación ultravioleta. Por lo tanto, las estrellas masivas tienen una envoltura radiativa.

El razonamiento anterior no es lo suficientemente convincente. Estaría agradecido si alguien pudiera ayudarme.

Creo que quieren decir que si la estrella es transparente a los rayos UV, la radiación UV escapará de la estrella y, por lo tanto, no podrá calentar las partes exteriores de la misma. Por lo tanto, la convección debe hacer el trabajo.
Cuando la radiación escapa, debe pasar a través de las capas exteriores y, por lo tanto, provocará un calentamiento.
Solo si la radiación es absorbida por las capas externas, se producirá un calentamiento. No si pasa.
No, debes tener los conceptos básicos correctos, supongo. El camino libre medio de los fotones dentro de una estrella es muy corto. Es imposible que un fotón salga volando sin encontrar ninguna partícula.

Respuestas (1)

El hecho de que una región se vuelva convectiva o no depende (aproximadamente) de si el gradiente de temperatura excede el gradiente de temperatura adiabático. Si lo hace, entonces se establece una inestabilidad convectiva mediante la cual una porción de gas ascendente (adiabática) experimenta una fuerza ascendente continua.

En una zona radiativa el gradiente de temperatura es directamente proporcional a la opacidad del gas, k

d T d r ∝ k ρ T 3 F r a d ,
dónde ρ es la densidad y F r a d = L / 4 π r 2 es el flujo de radiación que emerge de una estrella de luminosidad L en el radio r . La opacidad interior de una estrella se puede aproximar por la ley de Kramer : k ∝ ρ T − 7 / 2 .

Hay muchos efectos que compiten aquí, pero en general a una temperatura dada, las partes exteriores de una estrella de 1 masa solar tienen un flujo de energía más bajo, pero la densidad es mucho más alta que las partes exteriores de una estrella de alta. estrella de masas. El resultado neto es que la parte exterior de una estrella de masa solar es inestable a la convección, pero el gradiente de temperatura en la parte exterior de una estrella de gran masa permanece por debajo del gradiente de temperatura adiabático.

Encuentro desconcertante la explicación de wikipedia. Solo la piel exterior de una estrella es lo suficientemente fría como para que el hidrógeno permanezca neutral, por lo que esto no se refiere a la zona de convección masiva.

Dado que la temperatura de una estrella disminuye a medida que nos alejamos del centro, los gradientes de temperatura son siempre negativos. Cuando dice "Que una región se vuelva convectiva o no depende (aproximadamente) de si el gradiente de temperatura excede el gradiente de temperatura adiabático". ¿Significa d T d r > ( d T d r ) anuncio o | d T d r | > | d T d r | anuncio ?
@Stefano El segundo.
Mecanismo de transporte de energía en las estrellas.
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