Assumamos que em uma certa camada de uma certa estrela, a condição de equilíbrio radiativo esteja satisfeita, com o gradiente de temperatura causando o transporte de energia por radiação. Se este equilíbrio é estável contra perturbações, então nenhum movimento de massa por convecção persiste, e o transporte de energia por convecção não ocorre. Se, entretanto, o equilíbrio radiativo é instável a perturbações, ocorrem movimentos de massa, e o transporte de energia por convecção é uma consequência. Precisamos, portanto, determinar as condições sob as quais o equilíbrio radiativo é instável.
Para o Sol, a zona convectiva tem aproximadamente 200 mil km de extensão, indo de r=0,71 (T≃2 milhões K) a 1 R⊙. Na base da zona de convecção do Sol, a opacidade é dominada pelo Fe [James E. Bailey et al. 2015 (Nature, 517, 56), Taisuke Nagayama et al. 2021 (Physical Review Letters), David Hoarthy et al. 2023 (Physics of Plasma, 30,6))]. As células de convecção visíveis na fotosfera do Sol têm mais de 1000 km de extensão. Esta zona convectiva engloba 64% do volume do Sol mas somente 2,4% da massa. Abaixo da zona convectiva o transporte radiativo de energia é dominante. Na sequência principal, estrelas com massa menor que 0,3 M⊙ são completamente convectivas, por terem zonas de ionização de hidrogênio muito profundas, alta opacidade, e estrelas com massa acima de 1,2 M⊙ têm um núcleo convectivo, por terem um gradiente de temperatura muito alto, pelo processo CNO, e uma camada externa radiativa.
Introdução à Astronomia e à Astrofísica
