Convezione

Fisica

fig.

Uno dei meccanismi di propagazione del calore, e precisamente quello, caratteristico dei fluidi, in cui la propagazione avviene con moti macroscopici di materia nel mezzo interessato alla propagazione ( moti convettivi o correnti convettive; v. fig.). Se un fluido viene riscaldato, le sue parti più vicine alla sorgente di calore si portano a temperatura più elevata delle altre: si determina così, in esse, una diminuzione di densità, e di qui ha origine la formazione di correnti fredde, dirette verso le zone calde, mentre nelle zone calde prendono a formarsi correnti di fluido caldo che si dirigono, in senso opposto alle prime, verso le zone più fredde. Il fenomeno avviene in modo analogo nel caso in cui il fluido, anziché riscaldato, venga raffreddato. Accanto a questa, che viene detta c. naturale, si considera la c. forzata, nella quale i moti convettivi sono agevolati o forzati con mezzi artificiali (per es., pompe). La c. è di grande importanza in molti fenomeni naturali (determina, per es., la circolazione generale atmosferica e le correnti marine e assume un ruolo fondamentale nell’ambito dei movimenti delle zolle litosferiche) e in varie questioni tecniche (impianti di riscaldamento e di raffreddamento). In molti problemi tecnici, il flusso termico specifico (cioè la quantità di calore scambiato nell’unità di tempo e per unità di superficie di trasmissione tra un corpo solido e il fluido che lo lambisce) si assume proporzionale tramite un coefficiente, detto coefficiente di c. o coefficiente di trasporto del calore (funzione della natura e dello stato del fluido), alla differenza di temperatura tra il corpo solido e il fluido.

Astronomia

La c., insieme al trasporto radiativo, è uno dei due meccanismi fondamentali attraverso cui si realizza il trasporto di energia dagli strati più interni a quelli più esterni di una stella. In generale, la c. non si verifica ovunque in una stella, ma soltanto in quegli strati dove la temperatura, in situazione di equilibrio radiativo, diminuisce in modo abbastanza rapido verso l’esterno. Il criterio di Schwarzschild stabilisce quantitativamente le condizioni sotto le quali si instaura la c.: sia T la temperatura termodinamica di uno strato della stella; r la sua distanza dal centro; (dT/dr)_rad il gradiente di temperatura in situazione di equilibrio radiativo; (dT/dr)_ad il gradiente di temperatura adiabatico (cioè quello corrispondente al raffreddamento subito da una massa di fluido in moto adiabatico verso l’esterno della stella). La c. si ha allora se: (dT/dr)_rad > (dT/dr)_ad. Questa condizione si interpreta come segue: supponiamo che una massa di fluido, che ha una temperatura leggermente più elevata (e, quindi, una densità più bassa) di quella del fluido adiacente, cominci a muoversi verso l’alto; dopo aver percorso la distanza dr, questa massa subirà, se il processo è adiabatico, una diminuzione di temperatura ∣dT/dr∣_addr; se tale variazione di temperatura è minore di quella (∣dT/dr∣_raddr) che si verifica nell’ambiente, supposto in equilibrio radiativo, la massa si manterrà più calda (e quindi più leggera) del fluido circostante e continuerà a salire; in caso contrario essa si fermerà e la corrente convettiva sarà bloccata. In pratica, perché ciò si verifichi, occorre che il materiale stellare abbia un’elevata opacità, cioè che assorba abbastanza fortemente la radiazione elettromagnetica proveniente dall’interno della stella. Si trova che, nei primi stadi della loro evoluzione, tutte le stelle attraversano una fase in cui sono completamente convettive.

Nel Sole (e in altre stelle di massa simile), si chiama regione convettiva lo strato, immediatamente sottostante la fotosfera, in cui il trasporto di energia avviene principalmente per convezione. Lo strato esterno del Sole è relativamente freddo (T 〈 10⁶K), sicché gli atomi (che negli strati più interni sono completamente ionizzati) cominciano a ricombinarsi. La presenza di elettroni legati ai nuclei aumenta l’opacità, ossia l’efficienza con cui viene assorbita la radiazione elettromagnetica proveniente dall’interno del Sole. Ciò fa sì che la temperatura diminuisca verso l’esterno in modo abbastanza rapido da innescare la convezione. Si pensa che la regione convettiva si estenda, al di sotto della fotosfera, fino a profondità di 0,2 o 0,3 R₀ (R₀ = 696.000 km è il raggio solare). Si distinguono quattro tipi di celle convettive di dimensioni crescenti: i granuli, aventi diametri dell’ordine di 5000-1000 km (e una vita media di ~10 minuti); i mesogranuli, aventi diametri di 5000-10.000 km; i supergranuli, aventi diametri di ~30.000 km; le celle giganti, che avrebbero dimensioni pari all’intero spessore della regione convettiva (e una vita media di ~1 anno). Si suppone, inoltre, l’esistenza di una circolazione convettiva globale, che si estenderebbe dai poli all’equatore. Questi moti convettivi in direzione N-S combinandosi con la rotazione del Sole, produrrebbero il fenomeno della rotazione differenziale che, a sua volta, alimenterebbe il ciclo di attività solare.

Geologia

Nella geofisica la c. è strettamente coinvolta nei moti che hanno luogo nel mantello terrestre. Studi di anisotropia sismica hanno messo in evidenza che nel mantello superiore esiste un flusso di materiale, orizzontale al di sotto degli scudi continentali e delle aree oceaniche, verticale al di sotto delle zone di subduzione e delle dorsali oceaniche. Il mantello terrestre sottostante alla litosfera, infatti, pur avendo un comportamento approssimativamente elastico quando è sollecitato alle alte frequenze, si comporta come un fluido sotto l’azione di sforzi differenziali applicati su lunghi periodi di tempo, dell’ordine di almeno 10.000 anni, deformandosi plasticamente. Benché non presenti chiara anisotropia sismica, lo stesso può dirsi del mantello inferiore. Entrambi quindi soddisfano il requisito reologico fondamentale perché si abbia c. al loro interno. La c. termica del mantello è guidata principalmente dalla produzione di calore radiogenico nel mantello stesso e, in misura minore, dal calore prodotto all’interno del nucleo, sotto forma sia di calore radiogenico sia di calore latente liberato per la progressiva solidificazione del nucleo interno. I modelli più classici propongono un unico sistema convettivo che ridistribuisce il calore entro l’intero mantello mantenendo una viscosità dinamica media che aumenta di non più di due ordini di grandezza con la profondità. Tuttavia, l’esistenza di una marcata discontinuità sismica alla profondità di 670 km e le diverse caratteristiche geochimiche dei magmi provenienti dal mantello hanno suggerito l’ipotesi di due (o più) circolazioni convettive separate, principalmente nel mantello superiore e inferiore. La tomografia sismica ha però evidenziato che la litosfera subdotta può penetrare nel mantello inferiore fino a circa 1600 km e ciò suggerisce che al di sotto di questa profondità possa trovarsi una regione isolata in termini di composizione e attività convettiva. La presenza di ‘punti caldi’ in superficie (Hawaii e Yellowstone National Park negli Stati Uniti, Islanda) indica che, sovrimposta a una lenta e pervasiva c. nel mantello, con uno o più sistemi convettivi, esiste una circolazione discontinua e più rapida che si esplica attraverso ‘pennacchi’ isolati di materiale caldo risalenti dallo strato D, alla base del mantello, fino alla litosfera.