Astronet > Konvekciya

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Konvekciya

- dvizhenie zhidkosti ili gaza v pole tyazhesti pod vliyaniem potoka teploty, idushego snizu. Dvizhushei (pod'emnoi) siloi yavl. sila Arhimeda $F_A=g\cdot\Delta\rho\cdot V$ . Raznost' plotnostei $\Delta\rho$ podnimayushegosya ob'ema V okruzhayushei sredy zavisit ot razlichiya ih temp-r; veshestvo v ob'eme V dolzhno byt' goryachee okruzhayushei sredy. K. sposobstvuet perenosu teploty, umen'shaet gradient (perepad) temp-r v napravlenii deistviya sily tyazhesti. K. shiroko rasprostranena v prirode: ona proishodit v nizhnem sloe atmosfery Zemli (troposfere) i v atmosferah nek-ryh dr. planet, vo vnesh. sloyah Solnca tolshinoi 20-30% ego radiusa (a takzhe vo vseh shodnyh zvezdah), v central'nyh chastyah massivnyh zvezd.

Dlya vozniknoveniya K. neobhodimo, chtoby umen'shenie temp-ry (T) v podnimayushemsya elemente, esli on ne obmenivaetsya teplotoi s atmosferoi (adiabaticheskii process), proishodilo medlennee, chem v atmosfere na toi zhe vysote, ili $\nabla T_{ad} < \nabla T$ . Odnako v real'nyh usloviyah sreda obladaet temperaturoprovodnost'yu ( $\xi$ ) i vyazkost'yu ( $\nu$ ), zatrudnyayushimi K. Poetomu dlya vozniknoveniya konvektivnogo dvizheniya trebuetsya, chtoby raznost' temp-r v elemente i v okruzhayushei srede byla bol'she nek-roi kritich. velichiny. Eto uslovie zapisyvaetsya v vide R > R_kr, gde bezrazmernoe chislo R (chislo Releya) ravno:
$R={d^4\beta g\over {\nu\xi}}\;(\nabla T-\nabla T_{ad})$ , (*)
gde d - tolshina sloya, ( $\beta$ - ob'emnyi koeff. teplovogo rasshireniya, ravnyi dlya ideal'nogo gaza 1/T, g - uskorenie sily tyazhesti. Kritich. znachenie chisla Releya R_kr ~ 10³.

Vnesh. gradient temp-ry $\nabla T$ pri otsutstvii K. opredelyaetsya v zvezdah luchistoi teploprovodnost'yu, t.e. zavisit ot prozrachnosti gaza. Velichina vnutr. gradienta temp-ry $\nabla T_{ad}$ ravna izmeneniyu temp-ry elementa ob'ema pri pod'eme ego na 1 sm v adiabatich. usloviyah. Vnutr. gradient svyazan s izmeneniem v elemente davleniya gaza p, opisyvaemym adiabatoi Puassona $p\sim\rho^{\gamma}$ . Dlya odnoatomnogo gaza, sostoyanie ionizacii k-rogo ne menyaetsya v processe dvizheniya, $\gamma=5/3$ . Pri otsutstvii ionizacii gaza K. v zvezdah obychno ne voznikaet.

Inache obstoit delo, esli gaz v processe dvizheniya sushestvenno izmenyaet sostoyanie ionizacii. Kogda osn. komponenty veshestva zvezd - vodorod ili gelii - chastichno ionizovany, to temp-ra v opuskayushemsya ili podnimayushemsya elemente menyaetsya malo. Vydelyayushayasya pri opuskanii i szhatii elementa energiya rashoduetsya na ionizaciyu, a ne na nagrev gaza, tak chto temp-ra v opuskayushemsya gaze rastet ochen' medlenno. Tak zhe medlenno padaet temp-ra v podnimayushemsya elemente, t.k. s umen'sheniem temp-ry proishodit rekombinaciya gaza i vydelyayushayasya pri etom teplota podderzhivaet temp-ru pochti postoyannoi. Eto yavlenie pohozhe na tayanie l'da: poka est' led (analog l'da v dannoi situacii - neionizovannyi vodorod), temp-ra vody ochen' malo otlichaetsya ot 0^oS.

Esli temp-ra elementa ostaetsya pochti postoyannoi v processe dvizheniya, to, kak vidno iz ur-niya sostoyaniya, davlenie gaza v nem $p\sim\rho$ , t.e. $\gamma\approx 1$ . Vnutr. gradient temp-ry v etih usloviyah ochen' mal, i dazhe nebol'shoi gradient v atmosfere $\nabla T$ daet bol'shuyu raznost' vnesh. i vnutr. temp-r i bol'shuyu pod'emnuyu silu. Chislo Releya mozhet prevysit' v etih usloviyah kritich. znachenie i voznikaet K.

Konvektivnaya zona Solnca i shodnyh zvezd predstavlyaet soboi, t.o., zonu chastichno ionizovannyh vodoroda i geliya. K. prekrashaetsya tam, gde vodorod i gelii polnost'yu ionizovany i znachenie $\gamma$ opyat' blizko 5/3. Perenos teploty v konvektivnoi zone znachitel'no effektivnee, chem v ustoichivyh sloyah, poetomu gradient temp-ry v konvektivnoi zone mal. Etim ob'yasnyaetsya bol'shaya tolshina konvektivnoi zony: dlya ionizacii geliya pri bol'shom davlenii trebuetsya vysokaya temp-ra, tak chto pri malom temperaturnom gradiente nuzhno proiti bol'shoi put', chtoby popast' v oblast' vysokih temp-r. Chem nizhe temp-ra zvezdy, tem tolshe ee konvektivnaya zona; u holodnyh krasnyh zvezd ee tolshina dostigaet poloviny radiusa. Naoborot, u zvezd spektral'nogo klassa A vodorod zametno ionizovan uzhe na poverhnosti, poetomu dazhe na nebol'shoi glubine vodorod, a zatem i gelii polnost'yu ionizovany, tolshina konvektivnoi zony mala (sm. Atmosfery zvezd). U eshe bolee goryachih zvezd net poverhnostnoi konvektivnoi zony, no est' konvektivnoe yadro. Obrazovanie ego svyazano s tem, chto u zvezd, bolee massivnyh, chem Solnce, vydelenie energii proishodit gl. obr. v rezul'tate protekaniya termoyadernyh reakcii uglerodnogo cikla, k-rye ochen' sil'no zavisyat ot temp-ry (~ Tⁿ, gde n $\approx$ 20 i zavisit ot temperaturnogo intervala). Eto privodit k rezkomu rostu teplovydeleniya po mere uvelicheniya temp-ry s priblizheniem k centru zvezdy. Pri etom potok izlucheniya, uvelichivayushiisya znachitel'no medlennee ( $\sim\nabla T^4$ ), ne mozhet obespechit' ustoichivyi perenos energii k poverhnosti zvezdy, i nachinaetsya K. Konvektivnoe yadro ohvatyvaet oblast', v k-roi protekayut reakcii uglerodnogo cikla. Poskol'ku K. peremeshivaet gaz, vygoranie vodoroda u takih zvezd proishodit ravnomerno po vsemu yadru; eto sushestvenno vliyaet na hod evolyucii zvezd.

Usloviya obrazovaniya konvekcii: temperatura
T₁ v glubine konvektivnogo sloya vyshe,
chem na ego poverhnosti T₂ temperatura
podnimayushegosya elementa na protyazhenii vsego
pod'ema vyshe, a plotnost' nizhe, chem u
okruzhayushei sredy. Davlenie $\rho$ vnutri i
snaruzhi odinakovy. $F_A=g\cdot\Delta\rho$ - pod'emnaya
sila, deistvuyushaya na edinichnyi ob'em.

V neszhimaemoi zhidkosti pri umerennom gradiente temp-ry K. proishodit v vide ustoichivoi cirkulyacii, k-raya razbivaetsya na yacheiki shestigrannoi formy - po osi yacheiki zhidkost' podnimaetsya, a na periferii opuskaetsya (ris.). V tolstom gazovom sloe konvektivnaya zona razbivaetsya na sloi, tolshina k-ryh blizka k tolshine odnorodnoi atmosfery (na etom rasstoyanii plotnost' izmenyaetsya v $e\approx$ 2,7 raza). V osnovanii konvektivnoi zony, gde temp-ra i, sledovatel'no, tolshina odnorodnoi atmosfery veliki, obrazuyutsya bol'shie yacheiki, s poperechnym razmerom okolo poloviny radiusa zvezdy, v sleduyushem sloe razmer yacheek men'she i, nakonec, v verhnem sloe ih razmer sostavlyaet nesk. soten km. Na poverhnosti Solnca vidny sledy vseh etih yacheek - melkie dayut granuly, srednie - supergranuly, ili hromosfernuyu setku, samye krupnye - gigantskie struktury (sm. Solnce). Pri nalichii sil'nogo magn. polya K. v verhnem ili srednem sloe ostanavlivaetsya, potok teploty umen'shaetsya, na poverhnosti zvezdy poyavlyaetsya temnoe pyatno (sm. Solnechnye pyatna).

Skorost' konvektivnyh dvizhenii v glubine zvezd mala i izmeryaetsya desyatkami m/s. S vysotoi ona rastet, dostigaya osobenno vysokih znachenii pod fotosferoi (1-2 km/s na Solnce), gde izluchenie, uhodyashee iz verhnego sloya yacheek, uvelichivaet gradient temp-ry.

V astronomich. usloviyah $\xi$ i $\nu$ v f-le (*) est' luchistaya temperaturoprovodnost' i turbulentnaya vyazkost', t.e. vyazkost', obuslovlennaya haotich. dvizheniyami potokov gaza, a ne otdel'nyh atomov. Pri $\xi>\nu$ K. nosit nestacionarnyi harakter, yacheiki imeyut nepravil'nuyu formu i sushestvuyut v techenie primerno odnogo oborota gaza, posle chego raspadayutsya i sozdayutsya vnov'.

Konvektivnye dvizheniya yavl. mehanizmom, k-ryi prevrashaet chast' teplovogo potoka, idushego iz nedr zvezdy, v mehanich. i magn. energiyu. Eti dva vida energii obuslovlivayut v svoyu ochered' razlichnye neravnovesnye yavleniya na poverhnosti Solnca - nagrev solnechnoi hromosfery i solnechnoi korony, dvizhenie protuberancev, vspyshki na Solnce i dr. Podtverzhdeniem nalichiya moshnyh poverhnostnyh konvektivnyh zon u mnogih drugih zvezd yavl. otkrytie (po izlucheniyu v rentg. diapazone) u etih zvezd koron tipa solnechnyh, sushestvovanie k-ryh svyazano s vynosom energii konvektivnyh dvizhenii vo vnesh. sloi atmosfery zvezdy.

Konvektivnymi dvizheniyami veshestva v nedrah Zemli ob'yasnyaetsya, soglasno odnoi iz gipotez, proishozhdenie geomagn. polya (sm. Gidromagnitnoe dinamo). Krome teplovoi K. vozmozhna K. pod deistviem gradienta koncentracii primesi, menyayushego plotnost' zhidkosti. Takaya K. mozhet proishodit', napr., v massivnyh zvezdah, chto sushestvenno vliyaet na ih evolyuciyu.

(S.B. Pikel'ner)

S. B. Pikel'ner, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: konvekciya Publikacii so slovami: konvekciya
Sm. takzhe: Pyatnistaya poverhnost' Betel'geize Problemy matematicheskogo opisaniya konvekcii vo vnutrennih oblastyah Zemli Solnechnyi veter Oblaka Yupitera s borta Kassini Zvezdy: ih stroenie, zhizn' i smert' K zapadu ot Bol'shogo Krasnogo Pyatna Komp'yuternaya model' zvezdy-sverhgiganta

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati