конвектйвная зона

КОНВЕКТЙВНАЯ ЗОНА звезды - область звезды с развитой конвекцией, являющейся осн. фактором переноса тепла и выравнивания хим. состава. У звёзд главной последовательности с массами имеются конвективные оболочки, толщина к-рых увеличивается с уменьшением массы, так что звёзды с конвективны полностью. Массивные звёзды с имеют конвективные ядра, масса к-рых достигает (для ). В этих двух случаях превышение градиента темп-ры над адиабатическим, приводящее к конвекции (см. Конвективная неустойчивость), вызывается разл. причинами. Звёзды с имеют плотные и сравнительно холодные оболочки, в к-рых достаточно велик коэф. непрозрачности и важны эффекты неполной ионизации водорода, гелия и др. элементов. Первое увеличивает лучистый (обусловленный лучистым переносом энергии) градиент темп-ры в оболочке, а второе уменьшает адиабатич. градиент (характеризующий изменение темп-ры в кон-вективном элементе), т. к. с ростом давления темп-ра растёт медленнее из-за расхода части энергии на ионизацию. Оба фактора определяют существование кон-вективных оболочек. Центр. темп-pa звезды растёт с ростом массы, поэтому горение водорода в звёздах с происходит в основном по углеродно-азотному циклу (CNO) вместо протон-протонной цепочки у менее массивных звёзд. Из-за большой величины преодолеваемого кулоновского барьера CNO-цикл характеризуется гораздо более резкой зависимостью от темп-ры. В связи с этим в недрах звезды градиент темп-ры сильно превышает адиабатический и возникает конвекция. Ввиду большой плотности вещества конвективный перенос энергии в ядре значительно эффективнее лучистого. Конвекция быстро уменьшает градиент темп-ры, так что он мало отличается от адиабатического. При этом скорости конвективных элементов ~1 км/с (для ).

В глубоких слоях конвективных оболочек градиент темп-ры также близок к адиабатическому, однако вблизи фотосферы плотность становится малой и эффективность конвективного переноса тепла падает. При этом градиент темп-ры может сильно превышать адиабатический, так что возможно существование областей с инверсным градиентом плотности. Конвективные скорости во внеш. слоях оболочек также ~1 км/с, но ввиду невысоких темп-р доля механич. энергии конвекции становится существенной в общем балансе энергии.

Существование конвективных оболочек приводит к генерации потока, механич. энергии, диссипация к-рой ведёт к образованию горячих (~10⁶-10⁷ К) корон (см. Звёздные атмосферы). С этим же связаны разл. нестационарные явления, наблюдаемые у красных карликовых звёзд, звёзд типа Т Тельца и др. В К. з. в условиях турбулентной конвекции резко усиливаются процессы переноса энергии, импульса и диффузия вещества. Это приводит к практически однородному хим. составу конвективных ядер, быстрому установлению твердотельного вращения, установлению синхронного вращения звёзд в двойных системах (последнее - особенно быстро при наличии мощных конвективных оболочек). Увеличение омич. диссипации в К. з. нарушает условие сохранения магн. потока и создаёт условия (в сочетании с вращением звезды) для генерации магн. поля механизмом гидромагнитного динамо.

Лит.: Шварцшильд М., Строение и эволюция звезд, пер. с англ., М., 1961; Эргма Э., Нелокальная модель конвекции для звездных оболочек, "Научн. информ. Астрон. совет АН СССР", 1972, № 23, с. 33.

Г. С. Бисноватый-Коган.

   <<      Предметный указатель      >>