![[personal profile]](https://www.dreamwidth.org/img/silk/identity/user.png){kind=small}
И еще о конвекции в звездах
Feb. 18th, 2021 12:35 amО теплопереносе в звездах, в частности - о конвекции, я рассказывал не раз, в частности - https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/9499.html.
Но вкратце подытожу рассказанное.
В достаточно массивных (вернее, достаточно плотных: для звезд главной последовательности https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4191.html это одно и то же) звездах теплоперенос их центральных областей наружу осуществляется сложным образом.
Если звезда весьма массивна, массой во много солнечных, для нее характерна сложная структура центральной области: в самом центре идут ядерные реакции с участием более тяжелых элементов с большим тепловыделением, чуть выше в реакции могут вступать лишь менее тяжелые элементы, еще выше - еще менее тяжелые, над ними - гелий и водород, еще выше - только водород. Соответственно, градиент температуры и тепловой поток в ближних к центру областях меняются сложным образом. В результате, с учетом огромного давления, в одних областях тепловыделение столь велико, что начинается конвекция, в других тепловыделения уже не хватает на конвекцию при этих давлениях (величина давления столь высока, что подавляет вертикальные потоки вещества), и тепло переносится фотонами, потом еще выше, где давление падает, опять начинается конвекция, еще выше, где удельный тепловой поток на единицу поперечной площади падает, она опять подавляется... Словом, луковица со многими слоями. И только выше лежит зона, в которой начинается конвекция, потом - лучистый перенос, потом, уже у поверхности - зона конвекции, и то не всегда.
У звезд с меньшими массами (но более 1,4 солнечной) "горят" только водород и гелий, в центре тепловыделение настолько велико, что тепловой поток преодолевает давление, и вся центральная зона вовлечена в конвективное движение. Выше, гда площадь слоя растет, а тепловыделения не происходит, конвекция подавляется, и теплопередача осуществляется лишь фотонами (лучистым переносом) И только у поверхности вновь идет относительно узкая (десять-двадцать процентов радиуса) конвективная зона.
У звезд от 1,1 до 1,4 солнечных масс гелий в центре уже может вступать в реакцию - но не слишком активно. Тепловыделение в центре меньше, у этих звезд внутренняя конвективная зона занимает лишь часть ядра.
При массе менее 1,1 солнечной гелий в нормальной звезде главной последовательности не горит (когда загорится, звезда начнет покидать главную последовательность и расти в диаметре из-за возросшего тепловыделения и лучевого давления, переходя в стадию красного красного сгущения; а когда гелий в ядре выгорит, и горение гелия начнет распространяться на вышележащие слои - она перейдет в стадию красного гиганта). В центре этих звезд, пока они находятся на главной последовательности, конвекция полностью подавлена давлением, над центральными областями, занимающими менее половины радиуса звезды, давление падает и конвекция появляется.
При массе менее примерно половины солнечной (массивный красный карлик) давление в центральных областях звезды настолько невелико, что конвекция подавляется лишь в самом центре. У них конвективная зона занимает большую часть объема звезды.
При массе звезды менее четверти солнечной давление является недостаточным для подавления конвекции даже в самом центре. У таких звезд в конвективное движение с перемешиванием вовлечен весь объем полностью. Это и есть полностью конвективная звезда.
При этом стоит знать, что даже у массивных звезд, ушедших с главной последовательности (то есть, находящихся на поздних стадиях эволюции) в результате роста их диаметра (и объема) давление в центре падает, и начинается конвекция. То есть, красный гигант массой, скажем, 1,3 солнечной, является столь же полностью конвективным, как и карлик массой 0,26 солнечной.
Особенностью конвекции во вращающейся звезде является вертикальный перенос заряженных частиц (вертикальный ток). А Вы понимаете, что если проводник с током начинать вращать, возникнет магнитное поле. То есть, налицо пресловутое "магнитное динамо", ответственное за магнитное поле звезды. И чем более развита в звезде конвекция, тем сильнее ее магнитное поле (тем большими являются величины электрических токов, его генерирующих).
Собственно, именно этим объясняется огромная вспышечная активность красных карликов, на которых звездные вспышки, обусловленные приключениями магнитного поля, бывают намного более мощными, чем на Солнце (при общей яркости в сотни, тысячи и десятки тысяч раз меньшей). Ну, и, в частности, замечу, тем хуже условия формирования жизни на планетах около красных карликов - чтобы получить достаточно энергии, планета должна быть очень близкой к звезде, а ее при этом бомбардируют мощными вспышками с относительной энергией, превосходящей энергию, получаемую Землей при самых мощных солнечных вспышках, на несколько порядков.
В принципе, конечно, магнитное поле звезды определяется не только вертикальным переносом массы заряженного вещества при конвекции, но и скоростью, с которой конвективная звезда вращается. И чем ниже скорость вращения, тем меньше магнитное поле. Так что у многих специалистов долгие годы теплилась надежда на то, что уж у медленно вращающихся полностью конвективных звезд активность может быть невысокой.
Ан, нет. Надежда оказалась напрасной. Долговременные наблюдения показали, что магнитная активность полностью конвективных звезд является весьма высокой даже при низких скоростях вращения.
Оказалось, что небольшой в этом случае является только частота вспышек - увеличиваются в среднем периоды между вспышками (больше времени нужно силовым линиям магнитного поля, чтобы "намотаться" до тех пор, пока не возникает вспышка). А вот амплитудные значения энергии вспышек снижаются незначительно - в отличие от более массивных звезд, у которых с падением скорости вращения быстро падает именно энергия вспышек.
Так что и у медленно вращающихся красных карликов атмосферам планет приходится весьма несладко.
Но вкратце подытожу рассказанное.
В достаточно массивных (вернее, достаточно плотных: для звезд главной последовательности https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4191.html это одно и то же) звездах теплоперенос их центральных областей наружу осуществляется сложным образом.
Если звезда весьма массивна, массой во много солнечных, для нее характерна сложная структура центральной области: в самом центре идут ядерные реакции с участием более тяжелых элементов с большим тепловыделением, чуть выше в реакции могут вступать лишь менее тяжелые элементы, еще выше - еще менее тяжелые, над ними - гелий и водород, еще выше - только водород. Соответственно, градиент температуры и тепловой поток в ближних к центру областях меняются сложным образом. В результате, с учетом огромного давления, в одних областях тепловыделение столь велико, что начинается конвекция, в других тепловыделения уже не хватает на конвекцию при этих давлениях (величина давления столь высока, что подавляет вертикальные потоки вещества), и тепло переносится фотонами, потом еще выше, где давление падает, опять начинается конвекция, еще выше, где удельный тепловой поток на единицу поперечной площади падает, она опять подавляется... Словом, луковица со многими слоями. И только выше лежит зона, в которой начинается конвекция, потом - лучистый перенос, потом, уже у поверхности - зона конвекции, и то не всегда.
У звезд с меньшими массами (но более 1,4 солнечной) "горят" только водород и гелий, в центре тепловыделение настолько велико, что тепловой поток преодолевает давление, и вся центральная зона вовлечена в конвективное движение. Выше, гда площадь слоя растет, а тепловыделения не происходит, конвекция подавляется, и теплопередача осуществляется лишь фотонами (лучистым переносом) И только у поверхности вновь идет относительно узкая (десять-двадцать процентов радиуса) конвективная зона.
У звезд от 1,1 до 1,4 солнечных масс гелий в центре уже может вступать в реакцию - но не слишком активно. Тепловыделение в центре меньше, у этих звезд внутренняя конвективная зона занимает лишь часть ядра.
При массе менее 1,1 солнечной гелий в нормальной звезде главной последовательности не горит (когда загорится, звезда начнет покидать главную последовательность и расти в диаметре из-за возросшего тепловыделения и лучевого давления, переходя в стадию красного красного сгущения; а когда гелий в ядре выгорит, и горение гелия начнет распространяться на вышележащие слои - она перейдет в стадию красного гиганта). В центре этих звезд, пока они находятся на главной последовательности, конвекция полностью подавлена давлением, над центральными областями, занимающими менее половины радиуса звезды, давление падает и конвекция появляется.
При массе менее примерно половины солнечной (массивный красный карлик) давление в центральных областях звезды настолько невелико, что конвекция подавляется лишь в самом центре. У них конвективная зона занимает большую часть объема звезды.
При массе звезды менее четверти солнечной давление является недостаточным для подавления конвекции даже в самом центре. У таких звезд в конвективное движение с перемешиванием вовлечен весь объем полностью. Это и есть полностью конвективная звезда.
При этом стоит знать, что даже у массивных звезд, ушедших с главной последовательности (то есть, находящихся на поздних стадиях эволюции) в результате роста их диаметра (и объема) давление в центре падает, и начинается конвекция. То есть, красный гигант массой, скажем, 1,3 солнечной, является столь же полностью конвективным, как и карлик массой 0,26 солнечной.
Особенностью конвекции во вращающейся звезде является вертикальный перенос заряженных частиц (вертикальный ток). А Вы понимаете, что если проводник с током начинать вращать, возникнет магнитное поле. То есть, налицо пресловутое "магнитное динамо", ответственное за магнитное поле звезды. И чем более развита в звезде конвекция, тем сильнее ее магнитное поле (тем большими являются величины электрических токов, его генерирующих).
Собственно, именно этим объясняется огромная вспышечная активность красных карликов, на которых звездные вспышки, обусловленные приключениями магнитного поля, бывают намного более мощными, чем на Солнце (при общей яркости в сотни, тысячи и десятки тысяч раз меньшей). Ну, и, в частности, замечу, тем хуже условия формирования жизни на планетах около красных карликов - чтобы получить достаточно энергии, планета должна быть очень близкой к звезде, а ее при этом бомбардируют мощными вспышками с относительной энергией, превосходящей энергию, получаемую Землей при самых мощных солнечных вспышках, на несколько порядков.
В принципе, конечно, магнитное поле звезды определяется не только вертикальным переносом массы заряженного вещества при конвекции, но и скоростью, с которой конвективная звезда вращается. И чем ниже скорость вращения, тем меньше магнитное поле. Так что у многих специалистов долгие годы теплилась надежда на то, что уж у медленно вращающихся полностью конвективных звезд активность может быть невысокой.
Ан, нет. Надежда оказалась напрасной. Долговременные наблюдения показали, что магнитная активность полностью конвективных звезд является весьма высокой даже при низких скоростях вращения.
Оказалось, что небольшой в этом случае является только частота вспышек - увеличиваются в среднем периоды между вспышками (больше времени нужно силовым линиям магнитного поля, чтобы "намотаться" до тех пор, пока не возникает вспышка). А вот амплитудные значения энергии вспышек снижаются незначительно - в отличие от более массивных звезд, у которых с падением скорости вращения быстро падает именно энергия вспышек.
Так что и у медленно вращающихся красных карликов атмосферам планет приходится весьма несладко.
