Зона конвекции - Convection zone

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 нестабильным из - за 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 остывает до более низкой температуры, чем его новое окружение, так что он имеет более высокую плотность, чем окружающий газ, то его отсутствие плавучести заставит его опуститься 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 при расширении), то 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

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 перекрывается зоной излучения, которая находится в тепловом равновесии и почти не перемешивается. У самых массивных звезд зона конвекции может достигать всего от ядра до поверхности.

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 крутого температурного градиента. Это сочетание обстоятельств создает внешнюю зону конвекции, верхняя часть которой видна на Солнце как солнечные гранулы. Основные последовательности звезд с низкой массой, такие как красные карлики с массой менее 0,35 массы Солнца , а также звезды до главной последовательности на треке Хаяси , являются конвективными по всей длине и не содержат радиационной зоны.

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

Красные гиганты

У звезд красных 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.

использованная литература

дальнейшее чтение

внешние ссылки