对流层 (恒星)
对流层是在恒星内部以对流为传输能量主要方式的半径区域。在辐射层，能量经由辐射传递。恒星的对流包括内部等离子的质量移动，通常是形成热等离子上升，冷等离子下沉的回路。
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在史瓦西准则下，恒星内部的不稳定条件会产生对流。一个气体包裹略微上升就会发现自己处在一个压力比原本低的环境中，结果是，气体包裹将会膨胀和冷却。如果上升的气体冷却到比新环境周围的温度更低，由于它密度比周围的环境高，在缺乏浮力的情况下，将导致它下沉回到它原来的地方。然而，如果温度梯度的渐变足够陡峭（也就是说温度变化相对于恒星中心的距离是迅速的），或是这种气体有很高的热容量（即它的温度变化相较于体积的扩张是缓慢的），于是上升中的气体包裹依然比周围的新环境温暖和密度较低，它的浮力会导致它继续上升。发生这种情况的区域，就是恒星的对流层。
质量大于太阳1.3倍的恒星，在核心进行的氢融合成氦的反应是以CNO循环取代了质子-质子链反应。CNO循环对温度相当敏感，所以核心的温度非常高，但是温度下降的也很快。因此，核心区域会形成氢燃料与氦产物均匀混合的对流层。这些恒星核心的对流层叠加在热平衡，但只有少量或没有混和的辐射层之上[1]。
在质量大约低于10倍太阳质量的恒星，外层会包含一个电离的氢和氦的气壳，使热容量增加。由于较重的元素会造成较高的温度梯度，在这个区域的相对低温同时造成不透明度。这样的组合会在外面也造成一个对流层，在太阳最表面可以看见的就是米粒组织。低质量的主序星，像是质量低于0.35太阳质量的红矮星[2]，以及还在林轨迹上的前主序星没有辐射层，整颗恒星都是对流层。
相关条目 编辑
参考资料 编辑
- ^ Brainerd, Jim. Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. February 16, 2005 [2007-11-25]. （原始内容存档于2016-06-14）.
- ^ Reiners, A.; Basri, G. On the magnetic topology of partially and fully convective stars. Astronomy and Astrophysics. March 2009, 496 (3): 787–790. Bibcode:2009A&A...496..787R. arXiv:0901.1659
. doi:10.1051/0004-6361:200811450.
一般参考资料 编辑
- Hansen, C. J., Kawaler, S. D., & Trimble, V. Stellar Interiors. Springer. 2004. ISBN 0-387-20089-4.
- Zeilik, M. & Gregory, S. A. Introductory Astronomy and Astrophysics. Brooks Cole. 1998. ISBN 978-0-03-006228-5.
外部链接 编辑
- Animated explanation of the Convection zone （页面存档备份，存于互联网档案馆） (University of South Wales).
- Animated explanation of the temperature and density of the Convection zone （页面存档备份，存于互联网档案馆） (University of South Wales).