Зона лучистого переноса ({kug lrcnvmkik hyjyukvg)
Зона лучистого переноса — средняя зона Солнца. Располагается непосредственно над солнечным ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра. Выше зоны лучистого переноса находится конвективная зона. Нижней границей зоны считают линию, ниже которой происходят ядерные реакции, верхней — границу, выше которой начинается активное перемешивание вещества.[1]
Строение[править | править код]
Водород в зоне лучистого переноса сжат настолько плотно, что соседние протоны не могут поменяться местами, из-за чего перенос энергии путём перемешивания вещества очень затруднён. Дополнительные препятствия для перемешивания вещества создаёт низкая скорость убывания температуры по мере движения от нижних слоёв к верхним, которая обусловлена прежде всего высокой теплопроводностью водорода. Прямое излучение наружу также невозможно, поскольку водород непрозрачен для излучения, возникающего в ходе реакции ядерного синтеза.
Перенос энергии, кроме теплопередачи, происходит также путём последовательного поглощения и излучения фотонов отдельными слоями частиц.
Механизм переноса энергии[править | править код]
Гамма-квант, приходящий из солнечного ядра, поглощается частицей вещества (атомным ядром либо свободным протоном), после чего возбуждённая частица излучает новый квант света. Этот фотон имеет направление, никак не зависящее от направления поглощённого фотона и может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре), достигает конвективной зоны, согласно современным моделям Солнца, может лежать в пределах от 10 тысяч до 170 тысяч лет (иногда встречающаяся цифра в миллионы лет считается завышенной)[2].
Превращение излучения[править | править код]
В силу того, что энергия излучённого фотона всегда меньше энергии поглощённого, спектральный состав излучения по мере прохождения лучистой зоны меняется. Если на входе в зону все излучение представлено мягким рентгеновским излучением, например, в центре Солнца при температуре ~14 млн градусов фотоны в максимуме спектра излучения имеют энергию ~3,4 кэВ, то, покидая лучистую зону, световой поток излучения представляет собой «смесь», охватывающую практически все длины волн, включая и видимый свет.
Лучистые зоны звёзд[править | править код]
У звёзд главной последовательности, имеющих малую массу — красных карликов, зона конвекции занимает все пространство от ядра до фотосферы (лучистая зона отсутствует), поскольку давление в их недрах не может сжать вещество настолько, чтобы препятствовать его перемешиванию, и привести к возникновению зоны лучистого переноса. Лучистая зона по тем же причинам отсутствует и у молодых звёзд малой массы (до трёх масс Солнца), ещё не завершивших процесс гравитационного сжатия и находящихся на подходе к главной последовательности. У красных гигантов зона конвекции также простирается непосредственно до ядра.
У молодых звёзд промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) нет конвективных зон (происходит только лучистый перенос) вплоть до вступления на главную последовательность.
Звёзды типа Солнца и меньше имеют лучистое ядро и конвективную атмосферу, звёзды больше 1,4 массы Солнца имеют конвективное ядро и лучистую атмосферу[3].
Примечания[править | править код]
- ↑ ТЕСИС. Дата обращения: 14 мая 2009. Архивировано из оригинала 4 апреля 2009 года.
- ↑ NASA. Восемь минут путешествия солнечного света к земле скрывают тысячелетнее путешествие, начатое в ядре Солнца (англ.). Дата обращения: 14 мая 2009. Архивировано 22 января 2012 года.
- ↑ В.Батурин, И.Миронова. Звезды: их строение, жизнь и смерть. Астронет. Дата обращения: 15 мая 2009. Архивировано 27 августа 2007 года.
Ссылки[править | править код]
- Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010), Stellar Evolution and Nucleosynthesis, Cambridge University Press, p. 19, ISBN 0-521-19609-4
- LeBlanc, Francis (2010), An Introduction to Stellar Astrophysics (1st ed.), John Wiley and Sons, p. 168, ISBN 1-119-96497-0
- Elkins-Tanton, Linda T. (2006), The Sun, Mercury, and Venus, Infobase Publishing, p. 24, ISBN 0-8160-5193-3
- Padmanabhan, Thanu (2001), Theoretical Astrophysics: Stars and stellar systems, Theoretical Astrophysics, vol. 2, Cambridge University Press, p. 80, ISBN 0-521-56631-2
| Структура |  | |
|---|---|---|
| Атмосфера | ||
| Расширенная структура | ||
| Относящиеся к Солнцу феномены | ||
| Связанные темы | ||
| Классификация | |
|---|---|
| Субзвёздные объекты | |
| Эволюция |
|
| Нуклеосинтез | |
| Строение | |
| Свойства | |
| Связанные понятия | |
| Списки звёзд | |