Simultane Ausbreitung von Konvektion und Wärme im Sterninnern

Ausgehend von der Tatsache, daß thermisch stabile Schichtung die Ausbildung von Konvektion zwar erschwert, aber nicht völlig unmöglich macht, wird darauf hingewiesen, daß der Konvektionszustand eine Tendenz zur Ausbreitung hat, die der Ausbreitung der ungeordneten molekularen Wärmebewegung analog ist. Infolgedessen ist die in instabilen Zonen vorhandene Konvektion bestrebt, auf thermisch stabiles Gebiet überzugreifen und dort eine adiabatische Temperaturschichtung herzustellen. Dadurch wird der Widerstand, den die Schichtung der Konvektion entgegensetzt, verringert und die weitere Ausbreitung kann leichter erfolgen. Analytisch läßt sich diese Koppelung der Ausbreitung von Konvektion und Wärme durch zwei simultane partielle Differentialgleichungen beschreiben. Ihre genäherte Integration ergibt, daß der in den äußeren Schichten der Sonne beobachtete Konvektionszustand sich nach spätestens 300 Jahren auf die ganze Sonne ausbreiten muß. Man hat daher im Innern eines Sterns, der nur in irgendeiner Zone thermisch wesentlich instabil ist, mit durchgehender Konvektion und vollkommen adiabatischer Schichtung zu rechnen. Die physikalische Richtigkeit der entwickelten Vorstellung über die Ausbreitungstendenz des Konvektionszustands wird durch die Erfahrungen in der Erdatmosphäre gestützt. Eine ausführliche Theorie der zeitlichen Änderungen der atmosphärischen Konvektion ist der Inhalt einer an anderer Stelle erschienenen Arbeit [1] des Verfassers und ergibt gute Übereinstimmung mit den meteorologischen Beobachtungen.