Konvektionszelle

Eine Konvektionszelle ist eine Zone einer Flüssigkeit, in der sie in einem geschlossenen Kreislauf zirkuliert. Die Rotationsrichtung des Fluids ist innerhalb derselben Zelle gleich, und seine Bewegung ist auf beiden Seiten einer Wand, die zwei benachbarte Zellen trennt, in die gleiche Richtung.

Die Organisation in Konvektionszellen ist eine der Konvektionsarten , die beobachtet wird, wenn das Ungleichgewicht (insbesondere thermisch) am Ursprung der Konvektionsbewegungen relativ moderat ist (für ein starkes Ungleichgewicht wechseln wir zu verschiedenen Typen turbulenter Regimes , ohne Individualisierung von Zellen).

Physisch

Wenn der Boden einer Flüssigkeitsschicht von unten erwärmt oder von oben gekühlt wird, kann die Flüssigkeit in Abhängigkeit vom thermischen Ungleichgewicht $Δ$ $T$ zwischen Boden und Oberseite im unbeweglichen Gleichgewicht verbleiben oder zum Schauplatz von Konvektionsströmen werden :

solange $Δ T$ ausreichend $klein$ ist, bleibt das Fluid unbeweglich oder neigt dazu, immobilisiert zu werden, wenn es anfänglich das Objekt von Bewegungen ist;
wenn $Δ T$ eine bestimmte Grenze erreicht und überschreitet, die von der Schwerkraft , den Eigenschaften des Fluids, den Abmessungen der Fluidschicht und den Randbedingungen abhängt , genauer gesagt, wenn die Rayleigh-Zahl $Ra$ einen bestimmten kritischen Wert $Ra c$ erreicht und überschreitet ( der hängt nur von den Randbedingungen ab) startet die Flüssigkeit und bleibt in Bewegung. Wenn das Verhältnis $Ra / Ra c$ ausreichend klein bleibt, wird die Flüssigkeit in aneinander angrenzende stationäre Konvektionszellen organisiert. Innerhalb derselben Zelle ist die Strömung der Flüssigkeit laminar und erfolgt in der gleichen Drehrichtung. Die Anzahl und Form der Konvektionszellen ändert sich mit zunehmendem $Ra / Ra c$ ;
Wenn Δ T neue Grenzen erreicht und überschreitet, genauer gesagt, wenn die Rayleigh-Zahl bestimmte Grenzwerte erreicht und überschreitet, ändert sich die Organisation der Flüssigkeit sukzessive:
- die Konvektionszellen hören auf, stationär zu sein (sie beginnen zu driften und sich zu verformen) und die Strömung in ihnen wird turbulent (in dieser Reihenfolge oder in umgekehrter Reihenfolge nach anderen dimensionslosen Zahlen als der von Rayleigh),
- dann verschwinden die Konvektionszellen zugunsten anderer Arten der Konvektionsorganisation, insbesondere steigt Flüssigkeit (von der Basis der Schicht) und / oder sinkt (von ihrer Oberseite) direkt über bestimmten Punkten der Basis und der Oberseite ab, die sich selbst bewegen mehr oder weniger schnell erscheinen und verschwinden,
- dann wird die Strömung völlig turbulent, mit verschiedenen ephemeren räumlichen und temporären Organisationen.

Wenn das Fluid eine Flüssigkeit ist und die Schicht eine freie Oberfläche hat , können Schwankungen der Oberflächenspannung mit der Temperatur einen größeren Einfluss haben als Schwankungen der Dichte ( Marangoni-Effekt ). Es ist dann die Marangoni-Zahl anstelle der Rayleigh-Zahl, die das Erscheinen und Verschwinden von Konvektionszellen bestimmt, aber die Abfolge der Konvektionsmoden ist ähnlich der oben beschriebenen.

Die erzwungene Konvektion kann auch in Konvektionszellen organisiert werden, solange das kinematische Ungleichgewicht (Geschwindigkeitsunterschied zwischen den die Flüssigkeit begrenzenden Wänden) nicht zu groß ist. Wie bei der Rayleigh-Bénard-Instabilität wird die Organisation der Bewegungen innerhalb der Flüssigkeit mit zunehmendem Ungleichgewicht komplexer.

Geologie

Die Basis des Mantels (die Gutenberg-Diskontinuität ) ist viel heißer als die Oberseite der Kruste (Crote-Interfaces Atmosphäre , Crote- Ocean und Croûte -Eisschild ), teils weil die anfangs heiße Erde von oben abgekühlt wurde, aber vor allem wegen der Wärmeabgabe durch den radioaktiven Zerfall von primordialen Radionukliden ( U , Th , 40 K ), die während ihrer Bildung in die Erde eingebaut werden. Alle Schätzungen der Rayleigh-Zahl $Ra$ führen zu Werten, die $um$ mehrere Größenordnungen größer als der kritische Wert $Ra c sind$ . Wir folgern, dass der Mantel trotz der extremen Viskosität der Gesteine, aus denen er besteht, Konvektionsströmungen ausgesetzt ist, von denen wir sogar erwarten können, dass sie turbulent sind .

Mantelkonvektion äußert sich in mindestens zwei Formen:

ziemlich lokalisierte heiße Materialaufwinde, sogenannte Plumes , von denen einige von der Basis des Mantels bis zu ihrer Oberflächenausprägung in Form von Hot Spots identifiziert werden (einschließlich Hot-Spot-Magmatismus );
die Plattentektonik , die sich an der Oberfläche durch die Bildung einer ozeanischen Kruste (und den Magmatismus des Risses ) auf einer Seite jeder lithosphärischen Platte manifestiert , durch die Verschiebung der Platte (oft Tausende von Kilometern) und das Eintauchen der Platte in die Mantel auf der anderen Seite ( Subduktion , begleitet von Subduktionsmagmatismus ). Diese Bewegungen, die notwendigerweise durch eine Rückströmung kompensiert werden (die durch seismologische Analysen noch immer schlecht identifiziert wurde ), sind in Konvektionszellen organisiert, die sich entwickeln, aber Millionen oder Hunderte von Millionen Jahren andauern.

Die Plattentektonik hilft wie Plumes beim Abtransport der inneren Wärme der Erde ( thermische Konvektion ), aber ihr Mechanismus ist nicht der des Rayleigh-Bénard. Die Analyse der auf die tektonischen Platten ausgeübten Kräfte zeigt, dass es zumindest in den meisten Fällen das Gewicht des subduzierten Teils ist, das die gesamte Platte antreibt, was den Mantelanstieg unter dem Rücken (also dem vulkanischen Riss ) induziert und der Rückstrom. Es ist nicht, wie man meinen könnte, der Schub des heißen Materials (und des Magmas ) unter den Grat. Es handelt sich also tatsächlich um eine erzwungene Konvektion . Das Absinken des Subdukts führt auch zu einer zellulären Bewegung der erzwungenen Konvektion im darüber liegenden Mantelkeil.

Meteorologie und Klimatologie

Die Erdatmosphäre unterliegt aufgrund von zwei Haupttypen thermischer Ungleichgewichte Konvektionsströmen:

zwischen dem Boden und der Spitze der Troposphäre , da die von der Sonne abgestrahlte Wärme hauptsächlich den Boden erwärmt, da die Atmosphäre im Wesentlichen transparent ist;
zwischen dem Äquator und den Polen , weil die Richtung der Sonnenstrahlen in der Nähe des Äquators näher an der Vertikalen ist als in der Nähe der Pole.

Das Ungleichgewicht Boden / Tropopause erzeugt vor allem eine turbulente Strömung, die durch örtlich verteilte Heißluftaufstiege ( Thermikaufstiege ) und Kaltluftabstiege gekennzeichnet ist. Es können auch Konvektionszellen auftreten, jedoch schwankend und vorübergehend.

Das Äquator/Pol-Ungleichgewicht induziert eine planetarische Strömung, die in jeder Hemisphäre in drei große Konvektionszellen organisiert ist: die Hadley- Zelle , die Ferrel- Zelle und die Polarzelle .

Es gibt auch andere Arten von thermischen Ungleichgewichten, die beispielsweise mit dem Vorhandensein von Reliefs oder dem Land-Meer-Kontrast zusammenhängen. Sie erzeugen lokale oder regionale Konvektionsbewegungen, die sich in Konvektionszellen organisieren können.

Astronomie

Die Konvektionszone der Sonne befindet sich direkt unter der Photosphäre und erstreckt sich in der Tiefe über 80% des Sonnenradius . Im Schnitt bilden sich die Konvektionszellen, Granula genannt , im Zentrum einer aufsteigenden Zone von heißem Plasma ( 5.000 bis 6.000 K ) und an der Peripherie von kaltem absteigendem Plasma (ca. 400 K weniger als im Zentrum). Die Breite dieser Körnchen variiert von einigen hundert bis zweitausend Kilometern.

Die Konvektionszone von Sternen ist in der Tiefe mehr oder weniger ausgedehnt:

für einen Stern auf der Hauptreihe hängt seine Dicke von der Masse und der chemischen Zusammensetzung ab;
- bei Sternen mit sehr geringer Masse ( Rote Zwerge ) und bei massearmen Protosternen ( Sterne vom Typ T Tauri ) nimmt die Konvektionszone das gesamte Volumen des Sterns ein,
- in den Sternen massiver als das Doppelte der Masse der Sonne , im Gegenteil , verschwindet die äußeree Konvektionszone (weicht die Strahlungszone) , aber die Konvektion bleibt im Herzen des Sterns;
für einen Riesen ist die Konvektionszone sehr entwickelt und nimmt einen erheblichen Prozentsatz des Volumens des Sterns ein;
für einen Überriesen kann diese Zone drei Viertel des Volumens des Sterns erreichen, wie für Beteigeuze .

Es ist in dem äußeren Konvektionszone , dass der dynamo Typ Magnetfelder von kalten Sternen wie die Sonne und rote Zwerge produziert werden .

Hinweise und Referenzen

Anmerkungen

Mit anderen Worten, es findet kein Stoffaustausch zwischen benachbarten Zellen statt.
Zum Beispiel für eine Zelle in Form eines vertikalen Prismas mit sechseckigem Querschnitt steigt die heiße Flüssigkeit in der Nähe der Mittelachse auf, entfernt sich dann von ihr und kühlt in der Nähe der Oberseite der Zelle ab, und die kalte Flüssigkeit sinkt in der Nähe der Flächen ab und bewegt sich dann näher an der Achse und erwärmt sich in der Nähe des Zellbodens. Bei einer Zelle in Form eines horizontalen Prismas mit rechteckiger Grundfläche steigt die heiße Flüssigkeit in der Nähe einer der Seitenflächen auf, entfernt sich dann von ihr und kühlt sich oben ab, und die kalte Flüssigkeit sinkt in der Nähe der anderen Seitenfläche ab und entfernt sich dann erwärmt sich in der Nähe der Basis.
Der Hotspot-Magmatismus und der Rift-Magmatismus lassen fast adiabatische Gesteine aufsteigen , wodurch sie ihren Schmelzpunkt überschreiten .
Der Subduktionsmagmatismus ist hauptsächlich auf die Erwärmung der Tauchplatte zurückzuführen, die die Flüssigkeiten (insbesondere H 2 O) im Sediment eingeschlossen . Als sie an die Oberfläche steigen, senken diese Fluide den Schmelzpunkt von den Felsen in dem darüber liegenden Mantel.
Genauer gesagt, der meteorologische Äquator (wo die Sonnenstrahlen am Mittag senkrecht stehen), der sich je nach Jahreszeit bewegt .

Verweise

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