Sálavé přenosové pásmo

Zóna přenosu záření je  střední zóna Slunce. Nachází se přímo nad slunečním jádrem , ve vzdálenostech asi 0,2-0,25 až 0,7 poloměru Slunce od jeho středu. Nad radiační transportní zónou je konvekční zóna . Dolní hranice zóny je považována za čáru, pod kterou dochází k jaderným reakcím , zatímco horní hranice je hranice, nad kterou začíná aktivní promíchávání hmoty . [jeden]

Budova

Vodík v radiační přenosové zóně je stlačen tak těsně, že sousední protony nemohou měnit místa, což velmi ztěžuje přenos energie míšením hmoty. Další překážky pro míchání látky jsou vytvářeny nízkou rychlostí poklesu teploty při jejím pohybu ze spodních vrstev do horních, což je způsobeno především vysokou tepelnou vodivostí vodíku. Přímé vnější záření také není možné, protože vodík je neprůhledný pro záření produkované reakcí jaderné fúze .

K přenosu energie dochází kromě přenosu tepla také postupnou absorpcí a emisí fotonů samostatnými vrstvami částic.

Mechanismus přenosu energie

Gama kvantum přicházející ze slunečního jádra je pohlceno částicí hmoty (atomovým jádrem nebo volným protonem), načež excitovaná částice vyzáří nové kvantum světla. Tento foton má směr, který nijak nezávisí na směru absorbovaného fotonu a může buď proniknout do další vrstvy plazmatu v radiační zóně, nebo se přesunout zpět do nižších vrstev. Z tohoto důvodu se časový interval, za který opakovaně reemitovaný foton (původně pocházející z jádra) dostane do konvektivní zóny , podle moderních modelů Slunce může být v rozmezí 10 tisíc až 170 tisíc let (někdy až miliony let je považován za příliš vysoký) [2] .

Přeměna záření

Vzhledem k tomu, že energie emitovaného fotonu je vždy menší než energie absorbovaného, ​​mění se spektrální složení záření při průchodu zářivou zónou. Pokud je na vstupu do zóny veškeré záření reprezentováno měkkým rentgenovým zářením , například ve středu Slunce při teplotě ~ 14 milionů stupňů mají fotony na maximu spektra záření energii ~ 3,4 keV, poté, co opustí radiační zónu, je světelný tok záření "směs" pokrývající téměř všechny vlnové délky , včetně viditelného světla .

Sálavé zóny hvězd

U hvězd hlavní posloupnosti s nízkou hmotností - červených trpaslíků zabírá zóna konvekce celý prostor od jádra po fotosféru (neexistuje žádná radiační zóna), protože tlak v jejich nitru nemůže látku dostatečně stlačit, aby zabránil jejímu smíchání, a vést ke vzniku radiační přenosové zóny . Ze stejných důvodů chybí radiantová zóna také u mladých hvězd s nízkou hmotností (do tří hmotností Slunce), které ještě nedokončily proces gravitační kontrakce a jsou na cestě k hlavní posloupnosti. U červených obrů se konvekční zóna také rozšiřuje přímo do jádra.

Mladé hvězdy střední hmotnosti (od 2 do 8 hmotností Slunce) nemají konvektivní zóny (dochází pouze k radiačnímu transportu), dokud nevstoupí do hlavní posloupnosti.

Hvězdy jako Slunce a menší mají zářivé jádro a konvektivní atmosféru, hvězdy větší než 1,4 hmotnosti Slunce mají konvektivní jádro a zářivou atmosféru [3] .

Poznámky

1. ↑ TESIS (nepřístupný odkaz) . Získáno 14. května 2009. Archivováno z originálu dne 4. dubna 2009. (Ruština) 
2. ↑ NASA. Osmiminutová cesta slunečního světla na Zemi skrývá tisíciletou cestu, která začala v jádru Slunce . Získáno 14. května 2009. Archivováno z originálu 22. ledna 2012.  
3. ↑ V. Baturin, I. Miroňová. Hvězdy: Jejich struktura, život a smrt . Astronet . Datum přístupu: 15. května 2009. Archivováno z originálu 27. srpna 2007. (Ruština)

Odkazy

• Ryan, Sean G. & Norton, Andrew J. (2010), Stellar Evolution and Nucleosynthesis , Cambridge University Press , str. 19, ISBN 0-521-19609-4 , < https://books.google.com/books?id=V8rBIudlniAC&pg=PA19 > 
• LeBlanc, Francis (2010), Úvod do hvězdné astrofyziky (1. vyd.), John Wiley and Sons, str. 168, ISBN 1-119-96497-0 , < https://books.google.com/books?id=jAe4P3GIZRoC&pg=PA168 > 
• Elkins-Tanton, Linda T. (2006), Slunce, Merkur a Venuše , Infobase Publishing , str. 24, ISBN 0-8160-5193-3 , < https://books.google.com/books?id=Kx6q_fyqIKYC&pg=PA24 > 
• Padmanabhan, Thanu (2001), Teoretická astrofyzika: Hvězdy a hvězdné systémy , sv. 2, Theoretical Astrophysics, Cambridge University Press, s. 80, ISBN 0-521-56631-2 , < https://books.google.com/books?id=TOjwtYYb63cC&pg=PA80 > 

slunce
Struktura	Jádro Sálavé přenosové pásmo tachoklin konvekční zóna
Atmosféra	Fotosféra Chromosféra sluneční koróna
Rozšířená struktura	heliosféra List heliosférického proudu hranice rázové vlny heliosférický plášť heliopauza příďová rázová vlna
Jevy týkající se Slunce	Zatmění Slunce Sluneční aktivita sluneční skvrny sluneční erupce Miyake události výrony koronální hmoty sluneční cyklus Změny slunečního záření Vlčí číslo Seznam cyklů sluneční aktivity Maunderovo minimum Solární radiace koronální díry Koronální smyčky pochodně Granule vločky Prominence a vlákna Spikuly Supergranulace slunečný vítr Mortonova vlna Evershed efekt
související témata	Sluneční Soustava Evoluce hvězd Rotace slunce solární dynamo geomagnetická bouře Ztmavení směrem k okraji
Spektrální třída : G2