Wann und wie kommt es zur Konvektion?

3 Antworten

Hallo KyleXY!

Entschuldige die leichte Verspätung von knapp 3 Jahren, aber so eine gute Frage hat eine ausführliche Antwort verdient :D Ich habe gesehen, dass deine Frage noch nicht sehr genau beantwortet wurde und hole deswegen ein bisschen auf ok?

Führen wir uns zunächst die Definition des Begriffs "Stern" vor Augen! Ein Stern repräsentiert eine massereiche, selbstleuchtende Gaskugel die durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten wird. Das Verharren im hydrostatischen Gleichgewicht, wonach sich alle im Stern wirkenden Kräfte bis auf 0 kompensieren, und die Fusion von Wasserstoff zu Helium, gehören zu den Wesentlichen Eigenschaften der Hauptreihensterne. Im Kern werden bedingt durch die extremen Zustandsgrößen hinsichtlich Dichte, Druck und Temperatur, Atomkerne miteinander fusioniert.

Die thermonukleare Fusion zieht dabei über einen Massendefekt, der über die Einsteinsche Äquivalenz von Masse und Energie berechnet werden kann, eine charakteristische Energiefreisetzung pro Kugelschale nach sich, die über alle Volumenelemente gemittelt, die Leuchtkraft des Sterns ergibt. Allerdings sind die physikalischen Bedingungen im Innern eines Sterns so extrem, dass die durch Kernfusion freigesetzte Strahlung über verschiedene Mechanismen zur Oberfläche transportiert werden muss. Im Wesentlichen gibt es dabei 3 relevante Mechanismen: Die Radiation, die Konvektion und die Wärmeleitung, die im Falle von Hauptreihensternen jedoch eine untergeordnete Rolle spielt und nur bei Weißen Zwergen nicht vernachlässigt werden darf.

Der Energietransport über radiative Mechanismen stellt mathematische Anforderungen an die Opazitätswerte der Sternatmosphäre und setzt voraus, dass eine lokal definierte Schicht im Innern des Sterns dynamisch stabil agiert. Dynamische Stabilität besitzt hier kein Äquivalent zum hydrostatischen Gleichgewicht, sondern fordert lediglich, dass ein beliebiges Massenelement keine Zeit besitzt, nennenswerte Mengen an Wärme mit seiner Umgebung auszutauschen.

Radiativer Transport folgt gemäß der theoretischen Modelle des Sternaufbaus unmittelbar, bei einem vom Kern des Sterns ausgehenden flachen Temperaturverlauf und einer Ineffizienz konvektiver Plasmabewegungen im Sterninnern. Entscheidend ist also die Relation vom Temperaturgradienten des Stern im Verhältnis zum adiabatischen Temperaturgradienten, der unter Berücksichtigung thermodynamischer Aspekte und konstanter Entropie simpel über das Verhältnis von Druck und Temperatur bestimmt werden kann.

Dominiert in einem Stern, als primäre Fusionsquelle die PP-Kette, so gibt es vom Kern ausgehend einen flachen Temperaturverlauf, in dessen Folge sich die teils steilen Gradienten von Druck und Temperatur in Form von Einflussfaktoren, größtenteils kompensieren. Folglich ist der dominierende Energietransportmechanismus hier die Radiation. Mit einer Annäherung an die äußeren Sternschichten, kommt es jedoch großräumig zu einer nennenswerten Erhöhung der Opazität, da der im Innern des Sterns noch ionisierte Wasserstoff im Falle eines sonnenähnlichen Sterns hier bereits in molekularer Form vorliegen kann.

Durch die großräumige Opazitätszunahme mit abnehmender Entfernung vom Zentrum fängt nun die Konvektion an zu dominieren, und die Schichtung kann mathematisch als dynamisch instabil betrachtet werden. Schnell wird ersichtlich, dass sich Konvektion und Radiation als Energietransportmechanismus, schnell kompensieren können und jeweils immer dann greifen, wenn ein Mechanismus durch Einflussfaktoren durchgehend gestört wird.

Mit der Dichte nimmt auch die Diffusionskonstante steil nach außen hin ab. Umgekehrt nimmt außerhalb des brennenden Kerns die Flächenleistungsdichte quadratisch mit dem Radius zu. Beide Faktoren tragen zu einem steilen Temperaturgefälle bei, und im Falle des CNO-Zyklus, der bei Sternen mit mehr als etwa 1,5 Sonnenmassen anfängt zu dominieren, ist dieser ermittelte Gradient um den sehr kleinen Kern herum steiler, als der adiabatische Temperaturgradient, sodass die Schichtung instabil wird und Konvektion einsetzt.

Die extreme Temperaturabhängigkeit des CNO-Zyklus hat zur Folge, dass sich der lokale Energiefluss aus dem Kern heraus, auf einen sehr kleinen Radius zu konzentrieren hat. Sterne mit mehr als etwa 1,5 Sonnenmassen besitzen daher, einen konvektiven Kern und einen radiativen Umschlag. Das liegt nicht zuletzt daran, dass massereiche Sterne auch in ihren äußeren Schichten noch zu heiß sind, um den Wasserstoff auf atomarer Ebene zu einer Opazitätsvergrößerung heranzuziehen. Sterne mit mehr als 1,5 Sonnenmassen sind über alle Volumenelemente gemittelt, vollständig ionisiert. Rechnungen zeigen, dass der CNO-Zyklus ab einer Kerntemperatur von 23*10^6 Kelvin dominant agiert, sofern der Stern charakteristische Spuren von Kohlenstoff und Sauerstoff vorweisen kann (Katalysatoren).

LG Pflanzengott! :)

Wieso soll sich da was dran ändern? Das sind physikalisch nachvollziehbare Naturgesetze, auch wenn der eigentliche Ablauf wohl noch von anderen Faktoren zusätzlich beeinflusst wird.

ja, du hast es doch beschrieben. man vermutet weiterhin dass das so in einem gewissen bereich im inneren der sterne so abläuft. es ist ein prozess, der die wärme von innen (wo sie erzeugt wird) nach außen transportiert

Ja aber wie und wann passiert das? irgendwelche chemischen Ereignisse wie bei der Entstehung der Sonne oder wie läuft das tatsächlich ab? ich verstehe zwar das Prinzip aber aber nicht das wieso! ^^

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@KyleXY

es ist wie wenn die sonne scheint und den boden erwärmt. dann wird die luft darüber warm und steigt auf. so entstehen cumuluswolken.

wenn etwas warm wird bewegen sich die teilchen mehr und "benötigen" mehr platz. mehr platz gibt es nur "oben", denn dort ist der druck geringer (weil je höher man kommt, desto weniger masse liegt darüber)

im inneren von sternen läuft die sogenannte kernfusion ab. dabei wird energie frei, die irgendwo hin muss. und das passiert ständig

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