Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Иллюстрация структуры Солнца
Иллюстрация структуры Солнца и красной звезды- гиганта с указанием их конвективных зон. Это зернистые зоны во внешних слоях звезд.

Конвективная зона , конвективная зона или конвективная область из звезды представляет собой слой , который является неустойчивым к конвекции. Энергия в основном или частично переносится конвекцией в такой области. В зоне излучения энергия переносится за счет излучения и теплопроводности .

Звездная конвекция состоит из массового движения плазмы внутри звезды, которое обычно образует круговой конвекционный поток, при котором нагретая плазма поднимается вверх, а охлажденная плазма опускается.

Критерий Шварцшильда выражает условия , при которых область звезды неустойчива конвекции. Слегка приподнявшийся газовый пакет окажется в среде с более низким давлением, чем тот, из которого он вышел. В результате посылка расширится и остынет. Если поднимающийся пакет охлаждается до более низкой температуры, чем его новое окружение, так что он имеет более высокую плотность, чем окружающий газ, то его отсутствие плавучести заставит его опускаться обратно туда, откуда он появился. Однако, если температурный градиент достаточно крутой (т.е. температура быстро меняется с расстоянием от центра звезды), или если газ имеет очень высокую теплоемкость(т.е. его температура изменяется относительно медленно по мере расширения), тогда поднимающийся пакет газа останется более теплым и менее плотным, чем его новое окружение, даже после расширения и охлаждения. Его плавучесть заставит его продолжать подниматься. Область звезды, в которой это происходит, - зона конвекции.

Звезды главной последовательности [ править ]

См. Также: Зона излучения § Устойчивость к конвекции

В звездах главной последовательности более чем в 1,3 раза массы Солнца, высокая температура сердечника вызывает ядерного синтеза из водорода в гелий , происходит главным образом через углерод-азот-кислород (CNO) цикла вместо менее чувствительного к температуре протон-протонной цепочки . Высокий температурный градиент в области активной зоны формирует зону конвекции, в которой водородное топливо медленно смешивается с гелиевым продуктом. Зона конвекции ядра этих звезд перекрыта зоной излучения, которая находится в тепловом равновесии и почти не перемешивается. [1] У самых массивных звезд зона конвекции может достигать всего от ядра до поверхности. [2]

В главной последовательности звезд меньше , чем примерно 1,3 солнечных масс, внешняя оболочка звезды содержит область , где частичная ионизация из водорода и гелия повышает теплоемкость. Относительно низкая температура в этой области одновременно приводит к тому, что непрозрачность из-за более тяжелых элементов становится достаточно высокой для создания резкого температурного градиента. Это сочетание обстоятельств создает внешнюю зону конвекции, верхняя часть которой видна на Солнце как солнечные грануляции. Низкие основные последовательности массы звезд, таких как красные карлики ниже 0,35 солнечных масс , [3] , а также предварительно звезды главной последовательности на трассе Hayashi, являются конвективными на всем протяжении и не содержат радиационной зоны. [4]

В звездах главной последовательности, подобных Солнцу, которые имеют радиационное ядро ​​и конвективную оболочку, переходная область между зоной конвекции и зоной излучения называется тахоклином .

Красные гиганты [ править ]

У красных звезд-гигантов , особенно во время фазы асимптотической ветви гигантов , глубина зоны поверхностной конвекции изменяется во время фаз горения оболочки. Это вызывает события драгирования , кратковременные очень глубокие зоны конвекции, которые переносят продукты термоядерного синтеза на поверхность звезды. [5]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Behrend, R .; Мэдер, А. (2001). «Формирование массивных звезд за счет роста темпов аккреции». Астрономия и астрофизика . 373 : 190–198. arXiv : astro-ph / 0105054 . Бибкод : 2001A & A ... 373..190B . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010585 . S2CID  18153904 .
  2. ^ Мартинс, F .; Depagne, E .; Russeil, D .; Махи, Л. (2013). «Свидетельства квазихимически однородной эволюции массивных звезд до солнечной металличности». Астрономия и астрофизика . 554 : A23. arXiv : 1304,3337 . Bibcode : 2013A&A ... 554A..23M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321282 . S2CID 54707309 . 
  3. ^ Райнерс, А .; Басри, Г. (март 2009 г.). «О магнитной топологии частично и полностью конвективных звезд». Астрономия и астрофизика . 496 (3): 787–790. arXiv : 0901.1659 . Бибкод : 2009A&A ... 496..787R . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200811450 . S2CID 15159121 . 
  4. ^ d'Antona, F .; Монтальбан, Дж. (2003). «Эффективность конвекции и обеднения лития на предосновной последовательности». Астрономия и астрофизика . 212 : 213–218. arXiv : astro-ph / 0309348 . Бибкод : 2003A & A ... 412..213D . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20031410 . S2CID 2590382 . 
  5. ^ Lebzelter, T .; Lederer, MT; Cristallo, S .; Hinkle, KH; Straniero, O .; Аринджер, Б. (2008). «Звезды AGB среднего возраста скопления LMC NGC 1846». Астрономия и астрофизика . 486 (2): 511. arXiv : 0805.3242 . Бибкод : 2008A & A ... 486..511L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200809363 . S2CID 18811290 . 

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Хансен, CJ; Кавалер, С.Д. и Тримбл, В. (2004). Звездные интерьеры . Springer. ISBN 0-387-20089-4.
  • Зейлик, М .; Грегори, С.А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика . Брукс Коул. ISBN 978-0-03-006228-5.

Внешние ссылки [ править ]

  • Анимированное объяснение зоны конвекции [ мертвая ссылка ] (Университет Южного Уэльса).
  • Анимированное объяснение температуры и плотности зоны конвекции [ мертвая ссылка ] (Университет Южного Уэльса).