Konvektív zóna
A konvekciós zóna a csillagnak (és különösen a Napnak ) az a tartománya , amelyben az energia átadása a belső területekről a külső területekre elsősorban az anyagok aktív keveredésével - konvekcióval történik .
Hely és szerkezet
A Napon a konvekciós zóna fölött a fotoszféra , alatta a sugárzási átviteli zóna található . A konvektív zónában lezajló folyamatok egyértelmű analógja a víz felmelegítése egy edényben. A láng felmelegíti a víz alsó rétegeit, és a hőtágulás következtében azokat más, hidegebb és nehezebb rétegek kiszorítják felfelé. Hasonló folyamat megy végbe a Napban is, ahol az energiaforrás a napmag , amelyben termonukleáris reakciók mennek végbe .
Az anyag mozgása a konvektív zónában nem véletlenszerűen történik, hanem hatszögletű, stabil keringési sejtek formájában - az anyag a sejt tengelye mentén emelkedik, és a periféria közelébe esik. Ezenkívül a függőleges mentén a konvekció rétegekre oszlik, amelyek vastagsága közel áll a "homogén atmoszféra" vastagságához, ahol a sűrűség e ≈ 2,7 tényezővel változik. Ezért a sejtek mérete a csillag felszíne felé haladva változik. A konvektív zóna alján mintegy fele akkora óriássejtek képződnek, mint a csillag mérete, a közbenső rétegekben méretük csökken, a felső rétegben pedig több száz km. Az összes sejtréteg nyomai láthatók a Nap felszínén, szemcsék és nagyobb struktúrák formájában ( szupergranuláció ).
A konvekció sebessége a mélységtől függ. A konvektív zóna tövében kicsi (tíz m/s), a fotoszféra alatt eléri az 1-2 km/s-t.
Fizikai folyamatok a konvektív zónában
Az anyagmozgás a konvektív zónában szorosan összefügg a hidrogén- és héliumatomok ionizációs és rekombinációs folyamataival, és nagyrészt ezeknek köszönhető.
Különböző tömegű csillagok konvektív zónái
Közönséges konvektív zóna
A Napnak, valamint a fő sorozatú csillagoknak , amelyek átlagos tömege és közeli spektrális típusa van, van egy konvektív zónája, amely a csillag térfogatának körülbelül egyharmadát foglalja el. Amikor a forró plazma a konvektív zóna felső határáig emelkedik, az energia kisugárzása következtében a fotoszférába lehűl, lehűl és mélyebbre süllyed, ahol a sugárzási zóna sugárzása felmelegíti, majd a ciklus megismétlődik. Mivel a nukleáris reakciók zónáját az anyagkeveredési zónától a sugárzás átadási zóna választja el, a hélium gyakorlatilag nem kerül a Nap felszíni rétegeibe, hanem felhalmozódik annak magjában.
A Nap és a hasonló csillagok konvektív zónája részben ionizált hidrogén és hélium zóna . A konvekciós zóna olyan mélységig terjed, ahol a hidrogén és a hélium teljesen ionizált. Minél alacsonyabb egy csillag hőmérséklete, annál vastagabb a konvektív zónája, a hideg vörös csillagoknál a vastagsága eléri a sugár felét. Éppen ellenkezőleg, az A spektrális osztályú forróbb csillagokban a hidrogén már a felszínen észrevehetően ionizálódik, ezért már kis mélységben mind a hidrogén, mind a hélium teljesen ionizált, ezért az ilyen csillagokban a konvektív zóna vastagsága kicsi.
Nukleáris konvekciós zóna
A korai spektrális osztályok (O és B) tömeges csillagaiban a hélium szintézisét nem a proton-proton , hanem a nitrogén-szén körfolyamat végzi. Ennek a reakciónak a sebessége nagyon függ a hőmérséklettől, ezért a mag belsejében a hőmérséklet nagyon gyorsan növekszik, ahogy az a csillag közepe felé halad. Az atommag belsejében lévő nagy hőmérsékleti gradiens megteremti a feltételeket egy másik, intranukleáris konvekciós zóna kialakulásához, amely a sugárzási transzfer zóna alatt található, és amelyben a magreakciókban részt vevő anyagtömeg aktívan keveredik. Ez egyenletes hidrogénkiégéshez vezet az egész magban, ami jelentősen befolyásolja az ilyen csillagok evolúciójának menetét.
Csillagok sugárzási zóna nélkül
A kis tömegű (kevesebb mint 0,26 naptömegű) fősorozatú csillagok - vörös törpék - esetében a konvekciós zóna a csillag teljes térfogatát elfoglalja. A sugárzó zóna szintén hiányzik a közepes tömegű (legfeljebb három naptömegű) fiatal csillagokban, amelyek még nem fejezték be a gravitációs összehúzódási folyamatot, és úton vannak a fő sorozat felé . A vörös óriásoknál a konvekciós zóna közvetlenül a magig terjed.
Irodalom
- Konvekció / Pikelner S.B. // Űrfizika: Kis Enciklopédia / Szerkesztőbizottság: R. A. Sunyaev (főszerkesztő) és mások - 2. kiadás. - M .: Szovjet Enciklopédia , 1986. - S. 313-315. — 783 p. — 70.000 példány.
Linkek
- Martins, F.; Depagne, E.; Russeil, D.; Mahy, L. A nagy tömegű csillagok kvázi-kémiailag homogén evolúciójának bizonyítékai a nap fémességéig // Astronomy and Astrophysics : Journal . - 2013. - Kt. 554 . -P.A23 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201321282 . - Iránykód . - arXiv : 1304.3337 .
- Behrend, R.; Maeder, A. Masszív csillagok kialakulása növekvő akkréciós sebességgel // Astronomy and Astrophysics : Journal . - 2001. - Vol. 373 . - 190. o . - doi : 10.1051/0004-6361:20010585 . - . - arXiv : astro-ph/0105054 .
- Reiners, A.; Basri, G. A részben és teljesen konvektív csillagok mágneses topológiájáról // Astronomy and Astrophysics : Journal . - 2009. - március ( 496. évf . , 3. sz.). - 787-790 . - doi : 10.1051/0004-6361:200811450 . - . - arXiv : 0901.1659 .
| Nap | ||
|---|---|---|
| Szerkezet |  | |
| Légkör | ||
| Kiterjesztett szerkezet | ||
| A Naphoz kapcsolódó jelenségek | ||
| Kapcsolódó témák | ||
| Spektrális osztály : G2 | ||
| Csillagok | |
|---|---|
| Osztályozás | |
| Csillag alatti objektumok | |
| Evolúció | |
| Nukleoszintézis | |
| Szerkezet | |
| Tulajdonságok | |
| Kapcsolódó fogalmak | |
| Csillagok listája | |