La zona convettiva

La zona convettiva di una stella, come il Sole, è una regione in cui l'energia viene trasportata principalmente attraverso la convezione. In una stella la convezione consiste nel movimento di massa del plasma all'interno della stella, che di solito forma una corrente convettiva circolare con il plasma riscaldato che sale e il plasma raffreddato che scende.

Cos'è la convezione? Immagina di avere una pentola d'acqua sul fuoco. L'acqua sul fondo della pentola si riscalda, diventa più leggera e sale verso l'alto, mentre l'acqua più fredda e pesante scende verso il fondo. Questo è un esempio di convezione e accade qualcosa di simile all'interno delle stelle.

Nel Sole la zona convettiva si trova nello strato più esterno rispetto alla zona radiativa ed è a contatto con la superficie della stella. Quando il plasma raggiunge la superficie, che chiamiamo fotosfera, emette piccole particelle di luce chiamate fotoni. Questi fotoni viaggiano nello spazio in tutte le direzioni, raggiungendo anche la Terra. Questo processo è ciò che ci permette di vedere la luce del Sole.

La disposizione della zona convettiva nel Sole non vale per tutte le stelle della sequenza principale, perché la struttura interna e il modo in cui viene trasportata l'energia in una stella dipende dalla sua massa e dalla sua temperatura.

• Stelle con massa inferiore a 0,3 volte quella del Sole
  Le stelle più piccole e fredde del Sole, come le nane rosse, hanno zone convettive che occupano l'intera stella. Questo significa che l'energia viene trasportata attraverso tutta la stella attraverso il processo di convezione, proprio come l'acqua in ebollizione nella nostra pentola. Tutte le stelle pre-sequenza principale sulla traccia di Hayashi sono convettive e non contengono una zona di radiazione.
• Stelle con massa intermedia o simile a quella del Sole
  Le stelle di dimensioni medie come il Sole hanno una zona convettiva vicino alla superficie. Tra la zona convettiva e il nucleo della stella si interpone uno strato detto zona radiativa in cui l'energia viene trasportata principalmente attraverso la radiazione, piuttosto che attraverso il movimento convettivo del gas. Nel guscio esterno di queste stelle esiste una regione particolare dove avviene la ionizzazione parziale di idrogeno ed elio. Questo processo aumenta la capacità termica della regione, cioè la sua capacità di immagazzinare calore. Allo stesso tempo, la temperatura in questa regione è relativamente bassa, il che porta a un aumento dell'opacità a causa della presenza di elementi più pesanti. Quest'opacità elevata, combinata con la bassa temperatura, genera un forte gradiente di temperatura, ovvero un rapido cambiamento di temperatura da un punto all'altro. Questa combinazione di fattori dà vita a quello che viene chiamato una zona di convezione esterna. In questa zona, il calore viene trasportato verso l'alto attraverso il movimento di massa per convezione.

  La granulazione solare. Il fenomeno convettivo può essere osservato nel Sole sotto forma di granulazione solare, che è la manifestazione visibile della convezione sulla superficie solare. Le "granule" che vediamo sono in realtà le cime delle colonne di gas caldo che salgono verso la superficie.

• Stelle con massa superiore a 1,3 volte quella del Sole
  Le stelle più grandi e calde, rispetto al Sole, hanno zone convettive nel loro nucleo ossia nella parte più interna. L'alta temperatura del nucleo causa la fusione nucleare dell'idrogeno in elio prevalentemente attraverso il ciclo carbonio-azoto-ossigeno (CNO) invece della catena protoni-protoni meno sensibile alla temperatura. Il forte gradiente di temperatura nel nucleo forma una zona convettiva che mescola lentamente il combustibile nucleare (idrogeno) con i prodotti di reazione (elio). Questa zona convettiva è sovrapposta da una zona radiativa in equilibrio termico, dove non c'è poco o nessun mescolamento di materia, proprio come l'acqua in una pentola che è stata tolta dal fuoco e lasciata a raffreddare. Nelle stelle più massicce, la zona di convezione può raggiungere tutto il percorso dal nucleo alla superficie.

Il criterio di Schwarzschild

Il criterio di Schwarzschild spiega le cause del movimento convettivo del plasma in una stella. Quando una massa di gas ad alta temperatura (plasma) si solleva verso gli strati più esterni della stella, si trova in un ambiente con una pressione leggermente inferiore rispetto a quella di provenienza. Di conseguenza, il gas tende a espandersi e a raffreddarsi. A questo punto possono verificarsi due situazioni:

• Se il gas si raffredda a una temperatura inferiore a quella del nuovo ambiente circostante, ha una densità superiore rispetto al gas circostante e la sua mancanza di galleggiabilità lo farà affondare da dove è venuto.
• Se il gradiente di temperatura è abbastanza ripido, o se il gas ha una capacità termica molto alta, allora il gas tende a rimanere più caldo e meno denso rispetto al gas circostante e, anche dopo essersi espanso e raffreddato, la sua galleggiabilità lo farà quindi continuare a salire.

Questo spiega il movimento convettivo e instabile dei gas nella zona di convezione di una stella.