Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Конвекциялық асып кету – атмосфераның тұрақсыз аймағынан материалды қабатталған, тұрақты аймаққа жеткізетін конвекция құбылысы. Бұл асып кету конвекциялық материалдың инерциясынан туындайды, ол материалды тұрақсыз аймақтың шегінен әрі итереді.
Convective overshoot is a phenomenon of convection carrying material beyond an unstable region of the atmosphere into a stratified, stable region. Overshoot is caused by the momentum of the convecting material, which carries the material beyond the unstable region.
Жер атмосферасындағы терең, ылғалды конвекция
Мысалы, найзағайларда тепе-теңдік деңгейінің (EL) жоғарына дейін созылатын жылу бағаналары: жер бетінен (немесе оған жақын) көтерілетін тұрақсыз ауа әдетте EL-де (тропопаузаға жақын) көтерілуін тоқтатып, еңкейіп жайылған бұлт ретінде таралады; бірақ күшті көтерілу ағыны болғанда, тұрақсыз ауа EL-ден асып, жоғары соққан төбе немесе күмбез түзеді. Ауаның бір бөлігі максималды пакет деңгейінде (MPL) көтерілуін тоқтатады. Осы асып кету коммерциялық әуе рейстерінің круиздік кезеңіндегі турбуленттіліктің көп бөлігіне жауап береді.
One example is thermal columns extending above the top of the equilibrium level (EL) in thunderstorms: unstable air rising from (or near) the surface normally stops rising at the EL (near the tropopause) and spreads out as an anvil cloud; but in the event of a strong updraft, unstable air is carried past the EL as an overshooting top or dome. A parcel of air will stop ascending at the maximum parcel level (MPL). This overshoot is responsible for most of the turbulence experienced in the cruise phase of commercial air flights.
Жұлдыздық конвекция
Конвективті асып кету жұлдыздардағы конвективті аймақтардың шекараларында да пайда болады. Мысалы, Күннің ішкі құрылымындағы конвекциялық аймақтың төменгі жағында осы құбылыс байқалады. Күннің термоядролық синтезінен туындаған жылу, ішкі терең сәулелену аймағында сәулелену арқылы, ал сыртқы конвекциялық аймақта конвекциялық айналым арқылы сыртқа тасымалданады. Бірақ, беткейден салқын материал батып, теория болжағаннан артық сәулелену аймағына еніп өтеді. Бұл жылу алмасу жылдамдығына және Күннің ішкі температурасына әсер етеді, оларды гелиосейсмология арқылы жанама түрде өлшеуге болады. Күннің конвекциялық және сәулелену аймақтары арасындағы қабат тахоклин деп аталады. Конвективті асып кету, конвективті ядросы бар жұлдыздардың – орташа және жоғары массалы жұлдыздардың эволюциясына күшті әсер ете алады. Конвективті материал ядродан тысқары шығып, айналасындағы материалмен араласады, соның салдарынан айналасындағы материалдың бір бөлігі ядроға сіңіп кетеді. Осының нәтижесінде, негізгі тізбектің соңындағы ядро массасы күтілгеннен көп болуы мүмкін. Бұл орташа массалы жұлдыздардың субгигант және гигант тармақтарындағы мінез-құлқындағы айқын айырмашылықтарға және массивті супергигант жұлдыздардың эволюциясындағы радикалды өзгерістерге алып келеді.
Convective overshoot also occurs at the boundaries of convective zones in stars. An example of this is at the base of the convection zone in the solar interior. The heat of the Sun's thermonuclear fusion is carried outward by radiation in the deep interior radiation zone and by convective circulation in the outer convection zone, but cool sinking material from the surface penetrates farther into the radiative zone than theory would suggest. This affects the heat transfer rate and the temperature of the solar interior which can be indirectly measured by helioseismology. The layer between the Sun's convective and radiative zone is called the tachocline. Overshooting can have more pronounced effects on the evolution of stars that have a convective core, such as intermediate and high mass stars. Convective material that overshoots beyond the core mixes with the surrounding material, causing some of the surrounding material to mix into the core. As a result, the core mass at the end of the main sequence can be larger than would otherwise be expected. This leads to big differences in behaviour on the subgiant and giant branches for intermediate mass stars, and to radical changes in the evolution of massive supergiant stars.