Введение
Конвекционная зона, конвективная зона или конвективная область звезды – это слой, который нестабилен из-за конвекции. Энергия переносится преимущественно или частично конвекцией в такой области. В радиационной зоне энергия переносится излучением и теплопроводностью. Звёздная конвекция состоит из массового движения плазмы внутри звезды, которое обычно формирует циркуляционный конвекционный поток, с восходящими потоками нагретой плазмы и нисходящими потоками охлажденной плазмы. Критерий Шварцшильда определяет условия, при которых область звезды нестабильна по отношению к конвекции. Небольшой объём газа, поднявшись, попадает в среду с более низким давлением, чем в исходной точке. В результате, этот объём расширяется и охлаждается. Если поднимающийся объём охлаждается до температуры ниже температуры окружающей среды, приобретая более высокую плотность, чем окружающий газ, то отсутствие подъёмной силы заставит его опуститься обратно. Однако, если температурный градиент достаточно крутой (то есть температура быстро меняется с расстоянием от центра звезды), или если газ обладает высокой теплоёмкостью (то есть его температура меняется относительно медленно при расширении), то поднимающийся объём газа останется теплее и менее плотным, чем окружающая среда, даже после расширения и охлаждения. Его подъёмная сила заставит его продолжать движение вверх. Область звезды, в которой это происходит, и является конвекционной зоной.
A convection zone, convective zone or convective region of a star is a layer which is unstable due to convection. Energy is primarily or partially transported by convection in such a region. In a radiation zone, energy is transported by radiation and conduction. Stellar convection consists of mass movement of plasma within the star which usually forms a circular convection current with the heated plasma ascending and the cooled plasma descending. The Schwarzschild criterion expresses the conditions under which a region of a star is unstable to convection. A parcel of gas that rises slightly will find itself in an environment of lower pressure than the one it came from. As a result, the parcel will expand and cool. If the rising parcel cools to a lower temperature than its new surroundings, so that it has a higher density than the surrounding gas, then its lack of buoyancy will cause it to sink back to where it came from. However, if the temperature gradient is steep enough (i. e. the temperature changes rapidly with distance from the center of the star), or if the gas has a very high heat capacity (i. e. its temperature changes relatively slowly as it expands) then the rising parcel of gas will remain warmer and less dense than its new surroundings even after expanding and cooling. Its buoyancy will then cause it to continue to rise. The region of the star in which this happens is the convection zone.
Звезды главной последовательности
В звездах главной последовательности, масса которых превышает 1,3 массы Солнца, высокая температура ядра приводит к тому, что ядерный синтез водорода в гелий происходит преимущественно через CNO-цикл (цикл углерода, азота и кислорода), а не через менее температурозависимую протон-протонную цепь. Высокий температурный градиент в области ядра формирует конвективную зону, которая медленно перемешивает водородное топливо с продуктом – гелием. Конвективная зона ядра этих звезд перекрыта зоной излучения, находящейся в тепловом равновесии и практически не подвергающейся перемешиванию. В наиболее массивных звездах конвективная зона может простираться от ядра до поверхности. В звездах главной последовательности с массой менее примерно 1,3 солнечных масс, внешняя оболочка звезды содержит область, где частичная ионизация водорода и гелия увеличивает теплоемкость. Относительно низкая температура в этой области одновременно вызывает достаточно высокую непрозрачность из-за тяжелых элементов, чтобы создать крутой температурный градиент. Эта совокупность факторов формирует внешнюю конвективную зону, вершина которой видна на Солнце в виде солнечной грануляции. Звезды главной последовательности с малой массой, такие как красные карлики массой менее 0,35 солнечных масс, а также звезды пред-главной последовательности на треке Хаяши, являются полностью конвективными и не содержат зону излучения. В звездах главной последовательности, подобных Солнцу, с радиационным ядром и конвективной оболочкой, область перехода между конвективной зоной и зоной излучения называется тахоклином.
Красные гиганты
В красных гигантах, и особенно на асимптотической фазе гигантской ветви, глубина поверхностной конвекционной зоны меняется во время фаз оболочечного горения. Это приводит к явлениям выноса, кратковременным, но очень глубоким конвекционным зонам, которые переносят продукты ядерного синтеза к поверхности звезды.