WikiDer > Зона конвекции

Convection zone
Иллюстрация структуры солнце
Иллюстрация структуры солнце и красный гигант звездой, показывая их конвективные зоны. Это зернистые зоны во внешних слоях звезд.

А зона конвекции, конвективная зона или же конвективная область из звезда слой, неустойчивый к конвекции. Энергия в основном или частично транспортируется конвекция в таком регионе. В зона излучения, энергия переносится радиация и проводимость.

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.

В Критерий Шварцшильда выражает условия, при которых область звезды неустойчива к 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 температура 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 при расширении), тогда поднимающийся пакет газа будет оставаться 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

Смотрите также: Зона излучения § Устойчивость к конвекции

В звезды главной последовательности более чем в 1,3 раза больше массы Солнца, высокая температура ядра вызывает термоядерная реакция из водород в гелий происходить преимущественно через цикл углерод-азот-кислород (CNO) вместо менее чувствительных к температуре протон-протонная цепь. 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 зона излучения который находится в тепловом равновесии и практически не перемешивается.[1] У самых массивных звезд зона конвекции может достигать всего от ядра до поверхности.[2]

У звезд главной последовательности с массой менее 1,3 солнечной внешняя оболочка звезды содержит область, где частичные ионизация из водород и гелий повышает теплоемкость. Относительно низкая температура в этой области одновременно вызывает непрозрачность из-за того, что более тяжелые элементы должны быть достаточно высокими для создания резкого температурного градиента. Это сочетание обстоятельств создает внешнюю зону конвекции, верхняя часть которой видна на Солнце как солнечная грануляция. Основные последовательности звезд малой массы, такие как красные карлики ниже 0,35 солнечные массы,[3] а также звезды перед главной последовательностью на Трасса Хаяши, являются конвективными на всем протяжении и не содержат радиационной зоны.[4]

В звездах главной последовательности, похожих на Солнце, которые имеют радиационное ядро ​​и конвективную оболочку, переходная область между конвективной зоной и зона излучения называется тахоклин.

Красные гиганты

В красные гигантские звезды, и особенно во время асимптотическая ветвь гигантов В фазе поверхностной конвекции глубина зоны конвекции меняется в течение фаз горения оболочки. Это вызывает дноуглубление события, кратковременные зоны очень глубокой конвекции, которые переносят продукты термоядерного синтеза на поверхность звезды.[5]

Рекомендации

  1. ^ Behrend, R .; Мэдер, А. (2001). «Формирование массивных звезд за счет роста темпов аккреции». Астрономия и астрофизика. 373: 190–198. arXiv:Astro-ph / 0105054. Bibcode:2001A & A ... 373..190B. Дои:10.1051/0004-6361:20010585. S2CID 18153904.
  2. ^ Мартинс, Ф .; 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. Дои: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. Bibcode:2009A&A ... 496..787R. Дои: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. Bibcode:2003A & A ... 412..213D. Дои:10.1051/0004-6361:20031410. S2CID 2590382.
  5. ^ Lebzelter, T .; Lederer, M. T .; Cristallo, S .; Hinkle, K. H .; Straniero, O .; Аринджер, Б. (2008). «Звезды AGB среднего возраста скопления LMC NGC 1846». Астрономия и астрофизика. 486 (2): 511. arXiv:0805.3242. Bibcode:2008A & A ... 486..511L. Дои:10.1051/0004-6361:200809363. S2CID 18811290.

дальнейшее чтение

внешняя ссылка