Струевит слој

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето

Струевит слој (конвективна зона) — слој на една ѕвезда во кој енергијата се пренесува по пат на струење. Во зрачниот слој, таа се пренесува преку зрачење и спроводливост.

Ѕвезденото струење претставува масовно движење на плазма во ѕвездата, која образува кружна струја каде затоплената плазма се искачува, а разладената плазма се спушта.

Шварцшилдовиот критериум ги изразува условите под кои подрачјето на една ѕвезда е нестабилно поради струење. Извесна количина гас која се малку се крева доаѓа во место со понизок притисок. Како последица од ова, гасот се шири и се разладува. Доколку искачувачкиот гас стане постуден од неговата околина (така што ќе добие поголема густина од околниот гас), тогаш недостатокот на пловност ќе го натежне надолу, од кадешто дошол. Меѓутоа, ако температурниот градиент е доволно стрмен (т.е. температурата се менува брзо со оглед на растојанието до ѕвезденото средиште), или ако гасот има многу висок топлински капацитет (т.е. неговата температура се менува релативно бавно додека се шири), тогаш искачувачкиот гас ќе остане потопол и поредок од новото опкружување дури и по ширењето и разладувањето. Пловноста тогаш ќе му наложи и понатаму да се качува. Ова се одвива во подрачјето наречено струевит слој.

Ѕвезди од главната низа[уреди | уреди извор]

Составот на Сонцето и црвен џин со нивните струевити слоеви. Ова се зрнестите слоеви на надворешните обвивки на ѕвездите.

Кај ѕвездите од главната низа поголеми од 1,3 Сончеви маси, високата јадрена температура предизвикува соединување на водородот во хелиумот да се одвива претежно преку јаглеродно-азотно-кислородниот циклус (CNO-циклус) наместо температурно помалку чувствителниот протонско-протонски ланец. Високиот температурен градиент во јадреното подрачје образува струевит слој кој бавно го меша водородното гориво со хелиумскиот производ. Над јадредниот струевит слој се обвива зрачен појас кој е во топлинска рамнотежа и не подлежи на мешање.[1] Кај најмасивните ѕвезди, струевитиот слој може да достигне од јадрото до површината.[2]

Кај ѕвездите од главната низа или оние помали од 1,3 Сончеви маси, надворешната обвивка на ѕвездата содржи подрачје каде делумната јонизација на водородот и хелиумот го зголемува топлинскиот капацитет. Релативно ниската температура во ова подрачје едновремено предизвикува непроѕирност проади потешките елементи кои се доволно високи за да создадат стрмен температурен градиент. Овој сплет на околности создава надворешен струевит слој, чиј најгорен дел е видлив во Сонцето како зрновитост. Ѕвездите од главната низа со ниска маса како што се црвените џуџиња со под 0,35 Сончеви маси,[3] како и оние пред неа на Хајашиевата патека, се целосно струјни и немаат зрачен слој.[4]

Во случај на ѕвезди од главната низа слични на Сонцето, ко иимаат зрачно јадро и струјна обвивка, преодното подрачје помеѓу струевитиот и зрачниот слој се нарекува тахоклина.

Црвени џинови[уреди | уреди извор]

Кај црвените џинови, а особено во текот на фазата на асимптотична џиновска гранка, длабочината на површинскиот струевит слој се колеба во фазите на согорување на обвивката. Ова предизвикува промешувања, кретковечни многу длабоки струевити слоеви кои пренесуваат соединети производи кон површината на ѕвездата.[5]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Behrend, R.; Maeder, A.. Formation of massive stars by growing accretion rate. „Astronomy and Astrophysics“ том  373: 190. doi:10.1051/0004-6361:20010585. Bibcode2001A&A...373..190B. 
  2. Martins, F.; Depagne, E.; Russeil, D.; Mahy, L.. Evidence of quasi-chemically homogeneous evolution of massive stars up to solar metallicity. „Astronomy & Astrophysics“ том  554: A23. doi:10.1051/0004-6361/201321282. Bibcode2013A&A...554A..23M. 
  3. Reiners, A.; Basri, G. (март 2009 г). On the magnetic topology of partially and fully convective stars. „Astronomy and Astrophysics“ том  496 (3): 787–790. doi:10.1051/0004-6361:200811450. Bibcode2009A&A...496..787R. 
  4. d'Antona, F.; Montalbán, J.. Efficiency of convection and Pre-Main Sequence lithium depletion. „Astronomy and Astrophysics“ том  212: 203. doi:10.1051/0004-6361:20031410. Bibcode2003A&A...412..213D. 
  5. Lebzelter, T.; Lederer, M. T.; Cristallo, S.; Hinkle, K. H.; Straniero, O.; Aringer, B.. AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846. „Astronomy and Astrophysics“ том  486 (2): 511. doi:10.1051/0004-6361:200809363. Bibcode2008A&A...486..511L. 

Литература[уреди | уреди извор]

  • Hansen, C. J.; Kawaler, S. D.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors. Springer. ISBN 0-387-20089-4. 
  • Zeilik, M.; Gregory, S. A. (1998). Introductory Astronomy and Astrophysics. Brooks Cole. ISBN 978-0-03-006228-5. 

Надворешни врски[уреди | уреди извор]