Zona convectiva
Zona de convecție este regiunea stelei (și în special a Soarelui ), în care transferul de energie din regiunile interioare către cele exterioare are loc în principal prin amestecarea activă a materiei- convecție .
Locație și structură
Pe Soare, deasupra zonei de convecție se află fotosfera , dedesubt este zona de transfer radiativ . Un analog clar al proceselor care au loc în zona convectivă este încălzirea apei într-un vas. Flacăra încălzește straturile inferioare de apă, iar ca urmare a expansiunii termice, acestea sunt deplasate în sus de alte straturi, mai reci și mai grele. Un proces similar are loc în Soare, unde sursa de energie este nucleul solar, cu reacții termonucleare care au loc în el .
Mișcarea materiei în zona convectivă nu are loc aleatoriu, ci sub formă de celule de circulație stabile de formă hexagonală - materia se ridică de-a lungul axei celulei și cade în apropierea periferiei. În plus, de-a lungul verticalei, convecția este împărțită în straturi, a căror grosime este apropiată de grosimea „atmosferei omogene”, unde densitatea se modifică cu un factor de e ≈ 2,7. Prin urmare, dimensiunea celulelor se modifică pe măsură ce se deplasează spre suprafața stelei. La baza zonei convective, celulele gigantice se formează aproximativ jumătate din dimensiunea stelei, în straturile intermediare dimensiunea lor scade, iar în stratul superior dimensiunea lor este de câteva sute de km. Urmele tuturor straturilor de celule sunt vizibile pe suprafața Soarelui, sub formă de granule și structuri mai mari ( supergranulare ).
Viteza de convecție depinde de adâncime. La baza zonei convective este mică (zeci de m/s), sub fotosferă ajunge la 1–2 km/s.
Procese fizice în zona convectivă
Mișcarea materiei în zona convectivă este strâns legată de procesele de ionizare și recombinare a atomilor de hidrogen și heliu și se datorează în mare parte acestora.
Zone convective ale stelelor de diferite mase
Zona convectivă obișnuită
Soarele, precum și stelele din secvența principală , care au o masă medie și un tip spectral apropiat , au o zonă convectivă care ocupă aproximativ o treime din volumul stelei. Când plasma fierbinte se ridică la limita superioară a zonei convective, se răcește din cauza radiației de energie în fotosferă, se răcește și se scufundă mai adânc, unde este încălzită de radiația zonei radiante, după care ciclul se repetă. Deoarece zona de reacții nucleare este separată de zona de amestecare a materiei prin zona de transfer radiativ, heliul practic nu este transportat în straturile de suprafață ale Soarelui, ci se acumulează în miezul său.
Zona convectivă a Soarelui și a stelelor similare este o zonă de hidrogen și heliu parțial ionizat . Zona de convecție se extinde până la o adâncime în care hidrogenul și heliul sunt complet ionizate. Cu cât temperatura unei stele este mai mică, cu atât zona convectivă este mai groasă; în stelele roșii reci, grosimea sa atinge jumătate din rază. Dimpotrivă, în stelele mai fierbinți din clasa spectrală A, hidrogenul este ionizat vizibil deja la suprafață, prin urmare, deja la o adâncime mică, atât hidrogenul, cât și heliul sunt complet ionizate, prin urmare grosimea zonei convective în astfel de stele este mică.
Zona de convecție nucleară
În stelele masive din clasele spectrale timpurii (O și B), sinteza heliului este realizată nu de proton-proton , ci de ciclul azot-carbon . Viteza acestei reacții depinde foarte mult de temperatură, astfel încât temperatura din interiorul nucleului crește foarte rapid pe măsură ce se deplasează spre centrul stelei. Un gradient mare de temperatură în interiorul nucleului creează condiții pentru formarea unei alte zone de convecție intranucleară, care se află sub zona de transfer radiativ și în care există o amestecare activă a masei de materie implicată în reacțiile nucleare. Acest lucru duce la o ardere uniformă a hidrogenului în întregul nucleu, care afectează în mod semnificativ cursul evoluției unor astfel de stele.
Stele fără zonă radiantă
Pentru stelele din secvența principală cu o masă mică (mai puțin de 0,26 mase solare) - pitici roșii , zona de convecție ocupă întregul volum al stelei. Zona radiantă este absentă și în stelele tinere de masă medie (până la trei mase solare), care nu au finalizat încă procesul de contracție gravitațională și sunt pe drumul spre secvența principală . La giganții roșii , zona de convecție se extinde și direct la miez.
Literatură
- Convecție / Pikelner S.B. // Fizica spațială: Little Encyclopedia / Colegiul editorial: R. A. Sunyaev (Redactor-șef) și alții - ed. a II-a. - M .: Enciclopedia Sovietică , 1986. - S. 313-315. — 783 p. — 70.000 de exemplare.
Link -uri
- Martins, F.; Depagne, E.; Russeil, D.; Mahy, L. Dovezi ale evoluției cvasi-chimice omogene a stelelor masive până la metalicitatea solară // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2013. - Vol. 554 . —P.A23 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201321282 . - Cod biblic . - arXiv : 1304.3337 .
- Behrend, R.; Maeder, A. Formarea stelelor masive prin creșterea ratei de acreție // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2001. - Vol. 373 . — P. 190 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010585 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0105054 .
- Reiners, A.; Basri, G. Despre topologia magnetică a stelelor parțial și complet convective // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2009. - Martie ( vol. 496 , nr. 3 ). - P. 787-790 . - doi : 10.1051/0004-6361:200811450 . - Cod biblic . - arXiv : 0901.1659 .
| Soare | ||
|---|---|---|
| Structura |  | |
| Atmosfera | ||
Structură extinsă | ||
Fenomene legate de Soare | ||
| subiecte asemănătoare | ||
| Clasa spectrală : G2 | ||
| Stele | |
|---|---|
| Clasificare | |
| Obiecte substelare | |
| Evoluţie | |
| Nucleosinteza | |
| Structura | |
| Proprietăți | |
| Concepte înrudite | |
| Liste de stele | |