Ниже — сжатое сравнение, как в звёздах разной массы работают лучеиспускание (радиация), конвекция и теплопроводность, какие структурные особенности они создают и какие астросейсмические сигнатуры ожидаем; в конце — связь с нуклеосинтезом и эволюцией.
1) Классификация по массе (ориентиры)
- очень малые: $\lesssim 0.35M_{\odot }$ — обычно полностью конвективны;
- солнечного типа: $\sim 0.8-1.2M_{\odot }$ — радиационное ядро, конвективная оболочка;
- более массивные: $\gtrsim 1.2-1.5M_{\odot }$ — конвективное ядро, радиационная оболочка;
- очень массивные: $\gtrsim 8-10M_{\odot }$ — большие конвективные ядра, сильные ветры, возможные внешние нестабильности.
2) Основные уравнения и критерии перехода
- Радиативный градиент:
∇rad≡dln⁡Tdln⁡P∣rad=3κPLr16πacGMrT4 . \nabla_{\rm rad}\equiv\frac{d\ln T}{d\ln P}\Big|_{\rm rad}=\frac{3\kappa P L_r}{16\pi a c G M_r T^4}\,. ∇rad ≡dlnPdlnT rad =16πacGMr T43κPLr . - Шварцшильда (условие конвекции): конвекция возникает, если
$${\nabla }_{\mathrm{rad}}>{\nabla }_{\mathrm{ad}}(\text{обычно}{\nabla }_{\mathrm{ad}}\approx 0.4\text{для идеального газа}).$$ - Бру́нт–Вайсалä (буйностная) частота:
$$N^2=g(\frac{1}{{\Gamma }_1}\frac{d\ln P}{dr}-\frac{d\ln \rho }{dr}),$$ где области с $N^2>0$ поддерживают g‑моды.
3) Роль теплопроводности
- Сплошная теплопроводность (электронная) в обычных звёздах незначительна по сравнению с лучеиспусканием и конвекцией; важна лишь в вырожденных ядрах (белые карлики, центры гигантов), где электронная проводимость может доминировать.
4) Структурные особенности по массе
- Низкомассивные ($\lesssim 0.35M_{\odot }$): полностью перемешаны — однородный состав; энергия переносится конвекцией; долгие времена жизни на ГЗ. Акустические моды характерны, но менее выражены из‑за глубокой конвекции.
- Солнечного типа ($\sim 1M_{\odot }$): радиационное ядро, конвективная оболочка с тонкой верхней зоной. Базовая структура: разрыв в скорость звука на базе конвекции (glitch).
- Междузвёздные/массивнее ($\gtrsim 1.2M_{\odot }$): горячее ядро, ${\nabla }_{\mathrm{rad}}$ велико в центре → конвективное ядро; внешняя оболочка радиационная (иногда поверхностная тонкая конвекция). Конвективное ядро обеспечивает перемешивание запасов водорода и влияет на продолжительность ГЗ.
- Очень массивные: большие конвективные ядра, сильный вклад потоков, внутренняя циркуляция и диффузия химии, возможные полумеханические зоны перемешивания (overshoot).
5) Астросейсмические сигнатуры (основные выражения и интерпретации)
- Большое частотное расщепление (large separation):
$$\Delta \nu \approx (2{\int }_0^R\frac{dr}{c}{)}^{-1},\text{масштабно}\Delta \nu \propto \sqrt{\bar{\rho }}\propto M^{1/2}{R}^{-3/2}.$$ - Частота максимума мощности:
$${\nu }_{\max }\propto \frac{g}{\sqrt{T_{\mathrm{eff}}}}(\text{прибл. эмпирическое}).$$ - Малое расщепление чувствительно к структуре ядра:
$$\delta {\nu }_{02}={\nu }_{n,0}-{\nu }_{n-1,2},$$ уменьшение $\delta {\nu }_{02}$ указывает на более развитое (или перемешанное) ядро.
- Гравитационные моды и их периодическое расхождение:
для чистых g‑модов при больших порядках
$$\Delta P_{\ell }\approx \frac{2{\pi }^2}{\sqrt{\ell (\ell +1)}}({\int }_{r_1}^{r_2}\frac{N}{r}dr{)}^{-1}.$$ - Смешанные моды (p–g): встречаются в субгигантах и красных гиганов; дают прямую информацию о ядре (N) и оболочке (c).
- Акустические "глитчи" от границы конвективной зоны (base of convection zone) дают колебательную поправку к частотам:
$$\delta {\nu }_{\mathrm{glitch}}\sim A\cos (4\pi \nu {\tau }_{\mathrm{CZ}}+\varphi ),$$ где ${\tau }_{\mathrm{CZ}}$ — акустическая глубина базы конвекции. Из амплитуды и фазы можно оценить резкость перехода и содержание гелия в оболочке.
6) Что мы ожидаем в звёздах разной массы с точки зрения сейсмологии
- Полностью конвективные низкомассивные: сильная гранулярность, но обычные p‑моды; нет «ядровых» g‑модов.
- Солнечный тип: четкие p‑моды с регулярным $\Delta \nu$, выраженные глитчи от базы конвекции и от зоны ионизации гелия (позволяет определить $Y_{\mathrm{surf}}$). Малые расщепления чувствительны к возрасту и центральному составу.
- Массивные со св. конвективным ядром: слабее выраженные поверхностные p‑компоненты, часто присутствуют g‑моды и смешанные моды; периодические структуры в $\Delta P$ указывают на границы ядра, на overshoot и на химический градиент.
- Красные гиганы: явные смешанные моды — позволяют измерять периодическое расхождение g‑модов и определять размер и состоя­ние ядра (горение He, H‑оболочка и т.д.).
7) Связь с нуклеосинтезом и эволюцией
- Конвективное ядро активно перемешивает водород в центр: при прочих равных это удлиняет главную последовательность. Сильный перемешивающий overshoot увеличивает эффективный размер ядра → увеличивает время горения H. Это сейсмически видно через малые разделения и через модификации гравитационного профиля.
- Доминирование цепочки pp vs CNO: CNO резко чувствительна к $T$ (${ϵ}_{\mathrm{CNO}}\propto T^{\sim 15-20}$), поэтому в более массивных звёздах с более горячими ядрами и конвекцией CNO доминирует → более высокая энергия на массу и более компактное ядро. Сейсмология фиксирует высокую температуру/плотность ядра через профиль c и N.
- Поверхностные абндансы (например C/N) и внутреннее перемешивание: сейсмические признаки (overshoot, внутреннее вращение) согласуются с наблюдаемыми изменениями поверхностных соединений при развитии звезды (dredge‑up).
- В поздних стадиях (красные гиганы, He‑горение) смешанные моды дают прямую информацию о том, где происходит горение (ядро или оболочка) и об эффективности двойного перемешивания и массопотери.
8) Практические применения и ограничения
- Астросейсмические параметры ($\Delta \nu ,{\nu }_{\max },\delta \nu$, периодические компоненты) позволяют ограничить массу, радиус, возраст, размер конвективного ядра и степень overshoot/диффузии.
- Модели требуют аккуратных опacностей, уравнения состояния и учёта ротации/магнитизма: эти факторы меняют ${\nabla }_{\mathrm{rad}}$, $N$ и, соответственно, сейсмику.
Краткое резюме: распределение лучеиспускания и конвекции критично зависит от массы: низкомассивные — полностью конвективны; солнечные — радиационное ядро + конвективная оболочка; более массивные — конвективные ядра. Эти режимы определяют профиль температуры, состава и buoyancy $N$, что оставляет конкретные сейсмические отпечатки ( $\Delta \nu ,{\nu }_{\max },\delta \nu ,\Delta P$, глитчи). Сейсмология даёт прямые ограничения на внутреннее перемешивание, что критично для моделей нуклеосинтеза и времени эволюции (продолжительность ГЗ, поверхностные абндансы, стадия горения).