Konvektiv zone
Konvektionszonen er det område af stjernen (og især Solen ), hvor overførslen af energi fra de indre områder til de ydre hovedsageligt sker gennem aktiv blanding af stof - konvektion .
Placering og struktur
På Solen er fotosfæren over konvektionszonen , nedenfor er den strålingsoverførselszone . En klar analog til de processer, der forekommer i konvektionszonen, er opvarmning af vand i en beholder. Flammen opvarmer de nederste lag af vand, og som følge af termisk udvidelse fortrænges de opad af andre, koldere og tungere lag. En lignende proces sker i Solen, hvor energikilden er solkernen med termonukleære reaktioner , der forekommer i den .
Bevægelsen af stof i konvektionszonen sker ikke tilfældigt, men i form af stabile cirkulationsceller med en sekskantet form - stof stiger langs celleaksen og falder nær periferien. Derudover er konvektion langs lodret opdelt i lag, hvis tykkelse er tæt på tykkelsen af den "homogene atmosfære", hvor tætheden ændres med en faktor på e ≈ 2,7. Derfor ændrer størrelsen af cellerne sig, når den bevæger sig mod stjernens overflade. I bunden af konvektionszonen dannes gigantiske celler omkring halvdelen af stjernens størrelse, i de mellemliggende lag aftager deres størrelse, og i det øverste lag er deres størrelse flere hundrede km. Spor af alle lag af celler er synlige på Solens overflade, i form af granulat og større strukturer ( supergranulering ).
Konvektionshastigheden afhænger af dybden. Ved bunden af den konvektive zone er den lille (tiere m/s), under fotosfæren når den 1-2 km/s.
Fysiske processer i konvektionszonen
Bevægelsen af stof i konvektionszonen er tæt forbundet med processerne med ionisering og rekombination af brint- og heliumatomer og skyldes i høj grad dem.
Konvektionszoner af stjerner med forskellige masser
Almindelig konvektiv zone
Solen såvel som hovedsekvensstjernerne , som har en gennemsnitlig masse og en tæt spektraltype , har en konvektiv zone, der optager omkring en tredjedel af stjernens volumen. Når det varme plasma stiger til den øvre grænse af konvektionszonen, afkøles det på grund af udstrålingen af energi ind i fotosfæren, afkøles og synker dybere, hvor det opvarmes af strålingszonens stråling, hvorefter cyklussen gentages. Da zonen med nukleare reaktioner er adskilt fra zonen med stofblanding af strålingsoverførselszonen, føres helium praktisk talt ikke ind i Solens overfladelag, men akkumuleres i sin kerne.
Konvektionszonen på Solen og lignende stjerner er en zone med delvist ioniseret brint og helium . Konvektionszonen strækker sig til en dybde, hvor brint og helium er fuldt ioniseret. Jo lavere temperatur en stjerne har, jo tykkere er dens konvektionszone; i kolde røde stjerner når dens tykkelse halvdelen af radius. Tværtimod, i varmere stjerner af spektralklasse A ioniseres brint mærkbart allerede på overfladen, derfor er både brint og helium allerede på en lav dybde fuldstændig ioniseret, hvorfor tykkelsen af konvektionszonen i sådanne stjerner er lille.
Nuklear konvektionszone
I massive stjerner af tidlige spektralklasser (O og B) udføres heliumsyntese ikke af proton-protonen , men af nitrogen-kulstof- kredsløbet. Hastigheden af denne reaktion er meget afhængig af temperaturen, så temperaturen inde i kernen stiger meget hurtigt, når den bevæger sig mod stjernens centrum. En stor temperaturgradient inde i kernen skaber betingelser for dannelsen af en anden, intranukleær konvektionszone, som ligger under den strålingsoverførselszone, og hvor der er en aktiv blanding af den stofmasse, der er involveret i kernereaktioner. Dette fører til en ensartet brintudbrænding i hele kernen, hvilket i væsentlig grad påvirker sådanne stjerners udviklingsforløb .
Stjerner uden en strålende zone
For hovedsekvensstjerner med en lille masse (mindre end 0,26 solmasser) - røde dværge , optager konvektionszonen hele stjernens volumen. Strålingszonen er også fraværende i unge stjerner med middel masse (op til tre solmasser), som endnu ikke har afsluttet processen med gravitationssammentrækning og er på vej til hovedsekvensen . I røde kæmper strækker konvektionszonen sig også direkte til kernen.
Litteratur
- Konvektion / Pikelner S.B. // Space Physics: Little Encyclopedia / Redaktion: R. A. Sunyaev (chefredaktør) og andre - 2. udg. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 313-315. — 783 s. — 70.000 eksemplarer.
Links
- Martins, F.; Depagne, E.; Russeil, D.; Mahy, L. Bevis for kvasi-kemisk homogen udvikling af massive stjerner op til solar metallicitet // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2013. - Bd. 554 . —P.A23 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201321282 . - . - arXiv : 1304.3337 .
- Behrend, R.; Maeder, A. Dannelse af massive stjerner ved stigende tilvæksthastighed // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2001. - Bd. 373 . — S. 190 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010585 . - . - arXiv : astro-ph/0105054 .
- Reiners, A.; Basri, G. Om den magnetiske topologi af delvist og fuldt konvektive stjerner // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2009. - Marts ( bd. 496 , nr. 3 ). - S. 787-790 . - doi : 10.1051/0004-6361:200811450 . - . - arXiv : 0901.1659 .
| Sol | ||
|---|---|---|
| Struktur |  | |
| Stemning | ||
| Udvidet struktur | ||
Fænomener relateret til solen | ||
| relaterede emner | ||
| Spektralklasse : G2 | ||
| Stjerner | |
|---|---|
| Klassifikation | |
| Substellære objekter | |
| Udvikling | |
| Nukleosyntese | |
| Struktur | |
| Ejendomme | |
| Beslægtede begreber | |
| Stjernelister | |