Konvekční zóna

Konvekční zóna  je oblast hvězdy (a zejména Slunce ), ve které k přenosu energie z vnitřních oblastí do vnějších dochází především aktivním promícháváním hmoty - konvekcí .

Umístění a struktura

Na Slunci je nad konvekční zónou fotosféra , dole zóna přenosu záření . Jasnou analogií procesů probíhajících v konvekční zóně je ohřev vody v nádobě. Plamen ohřívá spodní vrstvy vody a ty jsou v důsledku tepelné roztažnosti vytlačovány nahoru jinými, chladnějšími a těžšími vrstvami. Podobný proces probíhá na Slunci, kde je zdrojem energie sluneční jádro s termonukleárními reakcemi , které v něm probíhají .

Pohyb hmoty v konvektivní zóně neprobíhá náhodně, ale ve formě stabilních cirkulačních buněk šestiúhelníkového tvaru - hmota stoupá podél osy buňky a klesá v blízkosti periferie. Navíc podél vertikály se konvekce dělí na vrstvy, jejichž tloušťka se blíží tloušťce „homogenní atmosféry“, kde se hustota mění faktorem e ≈ 2,7. Proto se velikost buněk mění, jak se pohybuje směrem k povrchu hvězdy. Na úpatí konvektivní zóny se tvoří obří buňky o velikosti poloviny hvězdy, v mezivrstvách se jejich velikost zmenšuje a v horní vrstvě je jejich velikost několik set km. Na povrchu Slunce jsou viditelné stopy všech vrstev buněk ve formě granulí a větších struktur ( supergranulace ).

Rychlost konvekce závisí na hloubce. Na bázi konvektivní zóny je malá (desítky m/s), pod fotosférou dosahuje 1–2 km/s.

Fyzikální procesy v konvektivní zóně

Pohyb hmoty v konvektivní zóně úzce souvisí s procesy ionizace a rekombinace atomů vodíku a helia a je z velké části právě jejich zásluhou.

Konvektivní zóny hvězd různých hmotností

Obyčejná konvektivní zóna

Slunce, stejně jako hvězdy hlavní posloupnosti , které mají průměrnou hmotnost a blízký spektrální typ , mají konvektivní zónu, která zabírá asi třetinu objemu hvězdy. Když horké plazma vystoupá k horní hranici konvektivní zóny, ochlazuje se vlivem vyzařování energie do fotosféry, ochlazuje se a klesá hlouběji, kde se ohřívá zářením sálavé zóny, načež se cyklus opakuje. Vzhledem k tomu, že zóna jaderných reakcí je oddělena od zóny míšení hmoty zónou radiačního přenosu, helium se prakticky nevynáší do povrchových vrstev Slunce, ale hromadí se v jeho jádru.

Konvektivní zóna na Slunci a podobných hvězdách je zónou částečně ionizovaného vodíku a helia . Konvekční zóna sahá do hloubky, kde jsou vodík a helium plně ionizovány. Čím nižší je teplota hvězdy, tím silnější je její konvektivní zóna, u studených červených hvězd její tloušťka dosahuje poloviny poloměru. Naopak u teplejších hvězd spektrální třídy A je vodík znatelně ionizován již na povrchu, proto již v malé hloubce dochází k úplné ionizaci vodíku i hélia, proto je tloušťka konvektivní zóny u takových hvězd malá.

Jaderná konvekční zóna

U hmotných hvězd raných spektrálních tříd (O a B) neprobíhá syntéza helia proton-proton , ale cyklus dusík-uhlík . Rychlost této reakce je velmi závislá na teplotě, takže teplota uvnitř jádra se velmi rychle zvyšuje, když se pohybuje směrem ke středu hvězdy. Velký teplotní gradient uvnitř jádra vytváří podmínky pro vznik další, intranukleární konvekční zóny, která leží pod radiační přenosovou zónou a ve které dochází k aktivnímu promíchávání hmoty hmoty účastnící se jaderných reakcí. To vede k rovnoměrnému vyhoření vodíku v celém jádru, což významně ovlivňuje průběh vývoje takových hvězd.

Hvězdy bez zářivé zóny

U hvězd hlavní posloupnosti s malou hmotností (méně než 0,26 hmotnosti Slunce) – červených trpaslíků , zabírá zóna konvekce celý objem hvězdy. Radiantová zóna chybí také u mladých hvězd střední hmotnosti (do tří hmotností Slunce), které ještě nedokončily proces gravitační kontrakce a jsou na cestě k hlavní posloupnosti . U červených obrů se konvekční zóna také rozšiřuje přímo do jádra.

Literatura

Odkazy

 slunce
Struktura Фотография Солнца в ультрафиолетовом участке спектра, изображённая в «ложных цветах». Получена Обсерваторией солнечной динамики.
Atmosféra
Rozšířená
struktura

Jevy týkající se Slunce
související témata
Spektrální třída : G2