Пред.
След.
Макеты страниц
Распознанный текст, спецсимволы и формулы могут содержать ошибки, поэтому с корректным вариантом рекомендуем ознакомиться на отсканированных изображениях учебника выше Также, советуем воспользоваться поиском по сайту, мы уверены, что вы сможете найти больше информации по нужной Вам тематике § 3.5. Внешние конвективные зоны звездКак было отмечено ранее, конвекция во внешних слоях звезды может возникать в том случае, когда вблизи ее поверхности самый распространенный элемент не ионизован. К числу таких элементов прежде всего относится водород. Температура, при которой водород ионизуется, близка к 104 К. Следовательно, конвективная неустойчивость возникает вблизи поверхности у сравнительно холодных звезд. При расчетах структуры конвективной зоны обычно предполагают, что она находится в стационарном состоянии и выполняется условие гидростатического равновесия (49.3), которое записывается в несколько иной форме:
Здесь
и
где
В самых внешних областях атмосферы звезды при В конвективной зоне перенос энергии происходит как путем конвекции, так и излучением. Поэтому полный поток энергии, излучаемой с поверхности звезды,
причем на поверхности звезды
где усреднение производится по сферической поверхности. Замена в выражении (55.3) средней величины произведения на произведение средних величин является приближением, основанным на понятии "длины перемешивания". Предполагается, что конвективный перенос тепловой энергии осуществляется конвективными элементами, причем каждый из элементов, проходя некоторый путь I, передает содержащуюся в нем энергию другому элементу и теряет свою идентичность. Так как величины I для элементов различных масштабов заведомо не одинаковы, то часто используют понятие средней длины перемешивания, а характерный размер для всех конвективных элементов считается одинаковым. Это приближение является грубым, но, тем не менее, оно широко используется при расчетах структуры конвективных зон в звездах. Для учета неадиабатичности процесса изменения температуры в элементе при его движении для него вводится понятие логарифмического градиента температуры
где
где
Для величины Зависимость величины
показывает, что при адиабатическом изменении температуры в элементе Для определения скорости движения элемента обычно используется условие
выражающее равенство кинетической энергии элемента и работы, произведенной над ним силой плавучести. В (59.3) через
и соотношения (56.3), из (59.3) получается среднее значение скорости элемента на его пути I
Подстановка величин, определяемых формулами (56.3), (58.3) и (60.3) в (55.3) дает выражение
Величины Помимо величин В расчетах используются одинаковые значения для термодинамических величин изменения в граничащей с ним среде. Поскольку размер элементов порядка величины в самом элементе величины Изложение существующих нелокальных теорий конвекции в этой книге заняло бы слишком много места. Они, вообще говоря, дают не во всем сходные результаты, которые, однако, как правило, существенно отличаются от результатов, полученных на основе локальной теории. Это различие особенно хорошо видно у границ конвективной зоны. Так, в частности, по нелокальным моделям конвективный перенос энергии играет значительную роль и в самых верхних областях атмосферы — до оптических глубин Рассмотрим кратко вопрос о конвективной неустойчивости при наличии внешнего магнитного поля. Такое поле, сильно влияющее на движение плазмы, должно сказываться и на конвекции. Так как конвективные движения имеют циркуляционный характер, то влияние поля существует почти при всяком его направлении. Не останавливаясь на описании результатов многочисленных исследований, относящихся к проблеме взаимодействия конвективных течений с магнитным полем, приведем лишь выражение Еакр для несжимаемой жидкости в присутствии однородного магнитного поля [21]:
Здесь к — волновое число возмущения и
а — альвеновская скорость, Согласно современным представлениям, конвекция может играть существенную роль в генерации магнитных полей у звезд. В том случае, когда звезда обладает внешней конвективной зоной и вращение звезды дифференциальное, т. е. скорость вращения зависит от расстояния до экватора, поле скоростей в этой зоне оказывается гиротропным. Тем самым выполняется условие, при котором оказывается эффективным Вопрос о происхождении гиротропности в указанном случае рассмотрим несколько подробнее. Конвективный элемент, двигаясь вдоль радиуса звезды наружу, попадает в область меньшей плотности и поэтому расширяется. При этом помимо компоненты скорости Возникает анизотропия скорости, благодаря которой выполняется условие Можно произвести оценку меры спиральности, а также величины а, входящей в уравнение (59.2) и определяющей скорость возрастания напряженности поля, следующим образом [1]. Пусть скорость движения конвективного элемента наружу равна
где I — размер элемента
действует в течение времени расширения элемента
Для ротора скорости
и для величины
В соответствии с определением величины а имеем по формуле (59.2)
Уравнение, определяющее изменение напряженности поля со временем, имеет вид (60.2) (§ 2.6). Усиление поля происходит тем быстрее, чем больше величина а. Поэтому действие
|
1 |
Оглавление
|