Säteilevä siirtovyöhyke

Säteilynsiirtovyöhyke on Auringon  keskivyöhyke . Se sijaitsee suoraan auringon ytimen yläpuolella , noin 0,2–0,25–0,7 Auringon säteen etäisyydellä sen keskustasta. Säteilyn siirtovyöhykkeen yläpuolella on konvektiivinen vyöhyke . Vyöhykkeen alarajaksi katsotaan viiva, jonka alapuolella ydinreaktiot tapahtuvat , kun taas yläraja on raja, jonka yläpuolelta alkaa aktiivinen aineen sekoittuminen . [yksi]

Rakennus

Säteilynsiirtovyöhykkeellä oleva vety puristuu niin tiukasti, että viereiset protonit eivät voi vaihtaa paikkaa, mikä vaikeuttaa energian siirtoa sekoittumalla. Lisäesteitä aineen sekoittumiselle aiheuttaa alhainen lämpötilan lasku sen siirtyessä alemmista kerroksista ylempään, mikä johtuu ensisijaisesti vedyn korkeasta lämmönjohtavuudesta. Suora ulospäin suuntautuva säteily ei myöskään ole mahdollista, koska vety on läpinäkymätöntä ydinfuusioreaktion tuottaman säteilyn suhteen .

Energian siirtyminen tapahtuu lämmönsiirron lisäksi myös fotonien peräkkäisenä absorptiona ja emissiona erillisissä hiukkaskerroksissa.

Energiansiirtomekanismi

Auringon ytimestä tuleva gamma-kvantti absorboituu aineen hiukkaseen (atomiydin tai vapaa protoni), minkä jälkeen viritetty hiukkanen lähettää uuden valokvantin. Tällä fotonilla on suunta, joka ei riipu millään tavalla absorboituneen fotonin suunnasta ja se voi joko tunkeutua säteilyvyöhykkeen seuraavaan plasmakerrokseen tai siirtyä takaisin alemmille kerroksille. Tästä johtuen aika, jonka toistuvasti uudelleen emittoitunut fotoni (alun perin ytimestä peräisin oleva) saavuttaa konvektiivisen vyöhykkeen , voi nykyaikaisten aurinkomallien mukaan vaihdella 10 000 - 170 000 vuotta (joskus miljoonien luku). vuotta pidetään liian suurena) [2] .

Säteilymuunnos

Koska emittoidun fotonin energia on aina pienempi kuin absorboituneen fotonin energia, säteilyn spektrikoostumus muuttuu sen kulkiessa säteilyvyöhykkeen läpi. Jos vyöhykkeen sisäänkäynnissä kaikkea säteilyä edustaa pehmeä röntgensäteily , esimerkiksi Auringon keskustassa ~ 14 miljoonan asteen lämpötilassa, säteilyspektrin maksimi fotonien energia on ~ 3,4 keV, jolloin säteilyvyöhykkeeltä poistuessaan säteilyn valovirta on "seos", joka kattaa lähes kaikki aallonpituudet , mukaan lukien näkyvän valon .

Tähtien säteilevät vyöhykkeet

Pääsarjan tähdillä , joiden massa on pieni - punaiset kääpiöt , konvektiovyöhyke peittää koko tilan ytimestä fotosfääriin (ei ole säteilyvyöhykettä), koska niiden sisätilojen paine ei voi puristaa ainetta tarpeeksi estääkseen sen sekoittumisen, ja lyijy säteilyn siirtovyöhykkeen syntymiseen. Samoista syistä säteilyvyöhyke puuttuu myös nuorista pienimassaisista tähdistä (enintään kolme auringon massaa), jotka eivät ole vielä saaneet päätökseen painovoiman supistumisprosessia ja ovat matkalla pääsarjaan. Punaisissa jättiläisissä konvektiovyöhyke ulottuu myös suoraan ytimeen.

Nuorilla tähdillä, joilla on keskimassainen (2-8 aurinkomassaa), ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä (vain säteilykuljetus tapahtuu) ennen kuin ne tulevat pääsarjaan.

Auringon kaltaisilla ja pienemmillä tähdillä on säteilevä ydin ja konvektiivinen ilmakehä, tähdillä, joiden aurinkomassa on yli 1,4, on konvektiivinen ydin ja säteilevä ilmakehä [3] .

Muistiinpanot

1. ↑ TESIS (pääsemätön linkki) . Haettu 14. toukokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 4. huhtikuuta 2009. (Venäjän kieli) 
2. ↑ NASA. Auringonvalon kahdeksan minuutin matka maan päälle kätkee tuhatvuotisen matkan, joka alkoi auringon ytimestä . Haettu 14. toukokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2012.  
3. ↑ V. Baturin, I. Mironova. Tähdet: niiden rakenne, elämä ja kuolema . Astronetti . Käyttöpäivä: 15. toukokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 27. elokuuta 2007. (Venäjän kieli)

Linkit

• Ryan, Sean G. & Norton, Andrew J. (2010), Stellar Evolution and Nucleosynthesis , Cambridge University Press , s. 19, ISBN 0-521-19609-4 , < https://books.google.com/books?id=V8rBIudlniAC&pg=PA19 > 
• LeBlanc, Francis (2010), An Introduction to Stellar Astrophysics (1. painos), John Wiley and Sons, s. 168, ISBN 1-119-96497-0 , < https://books.google.com/books?id=jAe4P3GIZRoC&pg=PA168 > 
• Elkins-Tanton, Linda T. (2006), The Sun, Mercury ja Venus , Infobase Publishing , s. 24, ISBN 0-8160-5193-3 , < https://books.google.com/books?id=Kx6q_fyqIKYC&pg=PA24 > 
• Padmanabhan, Thanu (2001), Teoreettinen astrofysiikka: Tähdet ja tähtijärjestelmät , voi. 2, Theoretical Astrophysics, Cambridge University Press, s. 80, ISBN 0-521-56631-2 , < https://books.google.com/books?id=TOjwtYYb63cC&pg=PA80 > 

Aurinko
Rakenne	Nucleus Säteilevä siirtovyöhyke takokliini konvektiivinen vyöhyke
Tunnelma	Photosphere Kromosfääri aurinko korona
Laajennettu rakenne	heliosfääri Heliosfäärin virtalevy shokkiaallon raja heliosfäärin vaippa heliopaussi keula shokkiaalto
Aurinkoon liittyvät ilmiöt	Auringonpimennys Auringon aktiivisuus auringonpilkkuja auringon soihdut Miyaken tapahtumat koronaaliset massapoistot auringon sykli Auringon säteilyn vaihtelut Susi numero Luettelo auringon aktiivisuusjaksoista Maunderin minimi Auringonsäteily koronaalisia reikiä Koronaaliset silmukat taskulamput Rakeet hiutaleita Kohotukset ja kuidut Spicules Supergranulaatio aurinkoinen tuuli Mortonin aalto Evershed-efekti
liittyvät aiheet	aurinkokunta Tähtien evoluutio Auringon kierto aurinkodynamo geomagneettinen myrsky Tummenee reunaa kohti
Spektriluokka : G2