Войти
Иллюстрация структуры Солнца 
Иллюстрация структуры Солнце и звезда красного гиганта, показывающие их конвективные зоны. Это зернистые зоны во внешних слоях звезд. A зона конвекции, конвективная зона или конвективная зона звезды звезды - это слой, неустойчивый к конвекции. Энергия в основном или частично переносится конвекцией в такой области. В зоне излучения энергия переносится посредством излучения и проводимости.
Звездная конвекция состоит из массового движения плазмы внутри звезды, которое обычно образует круговой конвекционный ток с нагретая плазма поднимается вверх, а охлажденная плазма опускается.
Критерий Шварцшильда выражает условия, при которых область звезды нестабильна по отношению к конвекции. Слегка приподнявшийся газовый пакет окажется в среде с более низким давлением, чем тот, из которого он вышел. В результате посылка расширится и остынет. Если поднимающийся пакет охлаждается до более низкой температуры, чем его новое окружение, так что он имеет более высокую плотность, чем окружающий газ, то его отсутствие плавучести заставит его опускаться обратно туда, откуда он появился. Однако, если градиент температуры достаточно крутой (т.е. температура быстро меняется с расстоянием от центра звезды), или если газ имеет очень высокую теплоемкость (т.е. его температура изменяется относительно медленно при расширении), тогда поднимающийся кусок газа будет оставаться более теплым и менее плотным, чем его новое окружение, даже после расширения и охлаждения. Его плавучесть заставит его продолжать подниматься. Область звезды, в которой это происходит, - зона конвекции.
In звезды главной последовательности, более чем в 1,3 раза превышающие массу Солнца, высокая температура ядра приводит к тому, что ядерный синтез водорода в гелий происходит преимущественно через цикл углерод-азот-кислород (CNO) вместо менее чувствительной к температуре протон-протонной цепи. Высокий температурный градиент в зоне активной зоны формирует зону конвекции, в которой водородное топливо медленно смешивается с гелиевым продуктом. Зона конвекции ядра этих звезд перекрывается зоной излучения , которая находится в тепловом равновесии и почти не перемешивается или не перемешивается. У самых массивных звезд зона конвекции может достигать всего от ядра до поверхности.
У звезд главной последовательности с массой менее 1,3 солнечной массы внешняя оболочка звезды содержит область, в которой частично ионизация из водорода и гелия увеличивает теплоемкость. Относительно низкая температура в этой области одновременно приводит к тому, что непрозрачность из-за более тяжелых элементов становится достаточно высокой для создания крутого температурного градиента. Такое сочетание обстоятельств создает внешнюю зону конвекции, верхняя часть которой видна на Солнце как солнечная грануляция. Основные последовательности звезд с низкой массой, такие как красные карлики ниже 0,35 солнечные массы, а также звезды до главной последовательности на треке Хаяси являются конвективными на всем протяжении и не содержат радиационной зоны.
В звездах главной последовательности, подобных Солнце, которое имеет радиационное ядро и конвективную оболочку, переходная область между конвекционной зоной и зоной излучения называется тахоклином.
В звезды красных гигантов, и особенно во время фазы асимптотической ветви гигантов, зона поверхностной конвекции изменяется по глубине во время фаз горения оболочки. Это вызывает события драгирования, короткоживущих очень глубоких зон конвекции, которые переносят продукты термоядерного синтеза на поверхность звезды.
