Конвективный выброс

Конвективный выброс — это явление конвекции , переносящей материал за пределы нестабильной области атмосферы в стратифицированную , стабильную область. Выброс вызывается импульсом конвективного материала, который переносит материал за пределы нестабильной области.

Глубокая влажная конвекция в атмосфере Земли

Одним из примеров являются термические колонны, простирающиеся выше верхней границы уровня равновесия (EL) во время гроз : нестабильный воздух, поднимающийся от (или около) поверхности, обычно останавливается на EL (около тропопаузы ) и распространяется как облако-наковальня ; но в случае сильного восходящего потока нестабильный воздух переносится мимо EL в виде пролетающей вершины или купола . Порция воздуха перестанет подниматься на максимальном уровне посылки (MPL). Этот пролет ответственен за большую часть турбулентности , испытываемой в крейсерской фазе коммерческих авиаперелетов. ^{[ необходима цитата ]}

Звездная конвекция

Конвективный выброс также происходит на границах конвективных зон в звездах . Примером этого является основание конвективной зоны в недрах Солнца . Тепло термоядерного синтеза Солнца переносится наружу излучением в глубокой внутренней зоне излучения и конвективной циркуляцией во внешней зоне конвекции , но холодный тонущий материал с поверхности проникает дальше в лучистую зону, чем предполагает теория. Это влияет на скорость теплопередачи и температуру недр Солнца, которые можно косвенно измерить с помощью гелиосейсмологии . Слой между конвективной и лучистой зонами Солнца называется тахоклином . ^[1]

Перелет может иметь более выраженные эффекты на эволюцию звезд, имеющих конвективное ядро, например, звезд средней и большой массы. Конвективный материал, который перелетает за пределы ядра, смешивается с окружающим материалом, в результате чего часть окружающего материала смешивается с ядром. В результате масса ядра в конце главной последовательности может быть больше, чем можно было бы ожидать. ^[2] Это приводит к большим различиям в поведении на субгигантских и гигантских ветвях для звезд средней массы и к радикальным изменениям в эволюции массивных сверхгигантских звезд. ^{[3] [4]}

Ссылки

1. Гилман, Питер А. (2000). «Гидродинамика и МГД зоны солнечной конвекции и тахоклина: современное понимание и нерешенные проблемы (приглашенный обзор)». Гелиосейсмическая диагностика солнечной конвекции и активности . стр. 27–48. doi :10.1007/978-94-011-4377-6_2. ISBN 978-94-010-5882-7.
2. Джонстон, К. (11 августа 2021 г.). «Один размер не подходит всем: доказательства ряда эффективностей смешивания в расчетах звездной эволюции». Астрономия и астрофизика . 655 : A29. arXiv : 2107.09075 . Bibcode : 2021A&A...655A..29J. doi : 10.1051/0004-6361/202141080. S2CID  236134214.
3. Монтальбан, Дж.; Мильо, А.; Ноэльс, А.; Дюпре, М.-А.; Скуфлер, Р.; Вентура, П. (2013). «Тестирование превышения конвективного ядра с использованием интервалов между периодами дипольных мод в красных гигантах». The Astrophysical Journal . 766 (2): 118. arXiv : 1302.3173 . Bibcode :2013ApJ...766..118M. doi :10.1088/0004-637X/766/2/118. S2CID  56136035.
4. Торрес, Гильермо; Ваз, Луис Пауло Р.; Сандберг Лейси, Клод Х.; Кларет, Антонио (2014). «Абсолютные свойства затменной двойной системы AQ Serpentis: строгий тест превышения конвективного ядра в моделях звездной эволюции». The Astronomical Journal . 147 (2): 36. arXiv : 1312.1352 . Bibcode :2014AJ....147...36T. doi :10.1088/0004-6256/147/2/36. S2CID  119252536.