Конвекционная зона
Зона конвекции , конвективная зона или конвективная область звезды . — это слой, нестабильный из-за конвекции энергия в основном или частично переносится конвекцией В таком регионе . В зоне радиации энергия переносится посредством излучения и проводимости .
Звездная конвекция представляет собой массовое движение плазмы внутри звезды, которое обычно образует круговой конвекционный поток, в котором нагретая плазма поднимается вверх, а охлажденная плазма опускается.
Критерий Шварцшильда выражает условия, при которых область звезды неустойчива к конвекции. Слегка поднявшаяся порция газа окажется в среде с более низким давлением, чем та, из которой она пришла. 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 недостаток плавучести заставит его опуститься обратно туда, откуда он пришел. Однако если температуры градиент достаточно крутой (т. е. температура быстро меняется по мере удаления от центра звезды) или если газ имеет очень высокую теплоемкость (т. е. его температура изменяется относительно медленно по мере расширения), то поднимающийся участок газа останется теплее и менее плотным, чем его новое окружение, даже после расширения и охлаждения. Его плавучесть заставит его продолжать подниматься. Область звезды, в которой это происходит, является зоной конвекции.
Звезды главной последовательности
[ редактировать ]В звездах главной последовательности, масса которых более чем в 1,3 раза превышает массу Солнца, высокая температура ядра приводит к тому, что ядерный синтез водорода гелий в . происходит преимущественно через цикл углерод-азот-кислород (CNO) вместо менее чувствительной к температуре протон-протонной цепи . Высокий температурный градиент в области активной зоны образует зону конвекции, которая медленно смешивает водородное топливо с гелиевым продуктом. Зона конвекции ядра этих звезд перекрывается зоной излучения , которая находится в тепловом равновесии и практически не подвергается перемешиванию. [1] У самых массивных звезд зона конвекции может простираться от ядра до поверхности. [2]
менее 1,3 солнечных внешняя оболочка звезды содержит область, где частичная ионизация водорода У звезд главной последовательности с массой и гелия повышает теплоемкость. Относительно низкая температура в этой области одновременно приводит к тому, что непрозрачность из-за более тяжелых элементов становится достаточно высокой, чтобы создать крутой температурный градиент. Такое сочетание обстоятельств создает внешнюю конвекционную зону, вершина которой видна на Солнце как солнечная грануляция. Маломассивные звезды главной последовательности, такие как красные карлики с массой менее 0,35 солнечной массы . [3] как и звезды до главной последовательности на треке Хаяши , являются конвективными на всем протяжении и не содержат зоны радиации. [4]
У звезд главной последовательности, подобных Солнцу, имеющих радиационное ядро и конвективную оболочку, переходная область между зоной конвекции и зоной излучения называется тахоклином .
Красные гиганты
[ редактировать ]У звезд красных гигантов , и особенно во время фазы асимптотической ветви гигантов , зона поверхностной конвекции изменяется по глубине во время фаз горения оболочки. Это вызывает события драг-ап — кратковременные очень глубокие зоны конвекции, которые транспортируют продукты термоядерного синтеза на поверхность звезды. [5]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Беренд, Р.; Медер, А. (2001). «Образование массивных звезд за счет роста скорости аккреции». Астрономия и астрофизика . 373 : 190–198. arXiv : astro-ph/0105054 . Бибкод : 2001A&A...373..190B . дои : 10.1051/0004-6361:20010585 . S2CID 18153904 .
- ^ Мартинс, Ф.; Депань, Э.; Рассел, Д.; Мэхи, Л. (2013). «Доказательства квазихимически однородной эволюции массивных звезд вплоть до солнечной металличности». Астрономия и астрофизика . 554 : А23. arXiv : 1304.3337 . Бибкод : 2013A&A...554A..23M . дои : 10.1051/0004-6361/201321282 . S2CID 54707309 .
- ^ Райнерс, Ансгар; Басри, Гибор (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 . дои : 10.1051/0004-6361:200811450 . S2CID 15159121 .
- ^ д'Антона, Ф.; Монтальбан, Дж. (2003). «Эффективность конвекции и истощение лития перед основной последовательностью». Астрономия и астрофизика . 212 : 213–218. arXiv : astro-ph/0309348 . Бибкод : 2003A&A...412..213D . дои : 10.1051/0004-6361:20031410 . S2CID 2590382 .
- ^ Лебзельтер, Т.; Ледерер, Монтана; Кристалло, С.; Хинкль, К.Х.; Страньеро, О.; Арингер, Б. (2008). «Звезды AGB скопления БМО среднего возраста NGC 1846». Астрономия и астрофизика . 486 (2): 511. arXiv : 0805.3242 . Бибкод : 2008A&A...486..511L . дои : 10.1051/0004-6361:200809363 . S2CID 18811290 .
Дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Хансен, CJ; Кавалер, С.Д. и Тримбл, В. (2004). Звездные интерьеры . Спрингер. ISBN 0-387-20089-4 .
- Зейлик, М.; Грегори, SA (1998). Введение в астрономию и астрофизику . Брукс Коул. ISBN 978-0-03-006228-5 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Анимированное объяснение зоны конвекции. Архивировано 16 ноября 2015 г. в Wayback Machine (Университет Южного Уэльса).
- Анимированное объяснение температуры и плотности зоны конвекции. Архивировано 16 ноября 2015 г. в Wayback Machine (Университет Южного Уэльса).
