.jpg/1280px-Structure_of_Stars_(artist%E2%80%99s_impression).jpg)
Зона конвекции , конвективная зона или конвективная область звезды — это слой, нестабильный из-за конвекции. В таком регионе энергия в основном или частично переносится конвекцией . 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 градиент температуры 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.
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 в гелий 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]
У звезд главной последовательности с массой менее 1,3 Солнца внешняя оболочка звезды содержит область, где частичная ионизация водорода и гелия повышает теплоемкость. Относительно низкая температура в этой области одновременно приводит к тому, что непрозрачность из-за более тяжелых элементов становится достаточно высокой, что приводит к резкому градиенту температуры. Такое сочетание обстоятельств создает внешнюю конвекционную зону, вершина которой видна на Солнце как солнечная грануляция. Звезды главной последовательности малой массы, такие как красные карлики с массой ниже 0,35 Солнца [3] , а также звезды до главной последовательности на треке Хаяши , являются конвективными повсюду 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 .
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]