Obsežno območje prenosa

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi v iskanje
Struktura sonca

Območje prenosa sevanja je srednje območje Sonca. Nahaja se neposredno nad sončnim jedrom , na razdalji od približno 0,2-0,25 do 0,7 Sončevega polmera od njegovega središča. Nad cono sevalnega prenosa je konvektivno območje . Spodnja meja območja se šteje za črto, pod katero potekajo jedrske reakcije , zgornja meja je meja, nad katero se začne aktivno mešanje snovi . [1]

Struktura

Vodik v območju sevalnega prenosa je stisnjen tako močno, da sosednji protoni ne morejo zamenjati mest, zato je prenos energije z mešanjem snovi zelo težak. Dodatne ovire pri mešanju snovi ustvarja nizka stopnja znižanja temperature pri premikanju iz spodnjih plasti v zgornje, kar je predvsem posledica visoke toplotne prevodnosti vodika. Neposredno sevanje navzven je prav tako nemogoče, saj je vodik nepregleden za sevanje, ki nastane med reakcijo jedrske fuzije.

Prenos energije poleg prenosa toplote poteka tudi z zaporedno absorpcijo in oddajanjem fotonov v ločenih plasteh delcev.

Mehanizem prenosa energije

Kvant gama, ki prihaja iz sončnega jedra, absorbira delček snovi (atomsko jedro ali prosti protoni), nato pa vzbujeni delec odda nov kvant svetlobe. Ta foton ima smer, ki nikakor ni odvisna od smeri absorbiranega fotona in lahko tako prodre v naslednjo plazemsko plast v sevalnem območju in se premakne nazaj v spodnje plasti. Zaradi tega lahko časovni interval, za katerega večkrat oddani foton (prvotno nastanek v jedru) doseže konvektivno območje , po sodobnih modelih Sonca znaša od 10 tisoč do 170 tisoč let (včasih številka je milijon let se šteje za precenjeno) [2] .

Transformacija sevanja

Ker je energija oddajenega fotona vedno manjša od energije absorbiranega, se spektralna sestava sevanja pri prehodu skozi sevalno območje spreminja. Če je na vhodu v cono vse sevanje predstavljeno z mehkim rentgenskim sevanjem , na primer v središču Sonca pri temperaturi ~ 14 milijonov stopinj, imajo fotoni pri največjem spektru sevanja energijo ~ 3,4 keV, potem je svetlobni tok sevanja, ki zapušča sevalno območje, "mešanica", ki pokriva skoraj vse valovne dolžine, vključno z vidno svetlobo .

Sevajoča območja zvezd

V zvezdah glavnega zaporedja , ki imajo majhno maso - rdečih pritlikavcev, konvekcijsko območje zaseda ves prostor od jedra do fotosfere (ni sevalne cone), saj tlak v njihovi globini ne more dovolj stisniti snovi, da bi prepreči njegovo mešanje in povzroči nastanek sevalnega prenosnega območja ... Iz istih razlogov je sevalno območje odsotno tudi pri mladih zvezdah majhne mase (do treh sončnih mas), ki še niso zaključile procesa gravitacijskega stiskanja in so na poti do glavnega zaporedja. Pri rdečih velikanih se konvekcijsko območje razteza tudi neposredno do jedra.

Mlade zvezde vmesne mase (od 2 do 8 sončnih mas) nimajo konvektivnih con (pride samo do sevalnega prenosa), dokler ne vstopijo v glavno zaporedje.

Zvezde, kot je Sonce in manj, imajo sevalno jedro in konvekcijsko ozračje, zvezde, večje od 1,4 sončne mase, imajo konvektivno jedro in sevalno atmosfero [3] .

Opombe (uredi)

  1. TESIS (nedostopna povezava) . Pridobljeno 14. maja 2009. Arhivirano 4. aprila 2009.
  2. NASA. Osem minut potovanja sončna svetloba do zemlje skriva tisočletno potovanje, ki se je začelo v Sončevem jedru (eng.) ... Pridobljeno 14. maja 2009. Arhivirano 22. januarja 2012.
  3. V. Baturin, I. Mironova. Zvezde: njihova struktura, življenje in smrt . Astronet . Datum zdravljenja: 15. maj 2009.

Povezave