Strefa promienista
Strefa promienista – obszar wnętrza gwiazdy, w którym transport energii odbywa się wyłącznie przez promieniowanie cieplne, nie zachodzi transport energii przez konwekcję. Ilość energii jaka może być przenoszona przez promieniowanie jest zależna od temperatury i właściwości plazmy w danym obszarze gwiazdy, a przenoszona energia i parametry ośrodka zależą od masy gwiazdy i jej wieku.
Przeciwieństwem strefy promienistej jest strefa konwektywna.
Omówienie
[edytuj | edytuj kod]We wnętrzach gwiazd zachodzi wytwarzanie energii, która jest transportowana na zewnątrz. Przenoszenie energii następuje poprzez promieniowanie cieplne i konwekcję. Gdyby energia w plazmie przenoszona była tylko przez promieniowanie, to wywołałoby to gradient temperatury określony wzorem:
gdzie:
- – nieprzezroczystość plazmy,
- – gęstość,
- – jasność gwiazdy, ilość energii przenoszonej przez sferę o promieniu r,
- – Stała Stefana-Boltzmanna[1].
Nieprzezroczystość plazmy oraz strumień promieniowania w rozpatrywanej warstwie gwiazdy są ważnymi czynnikami w określaniu, efektywności przenoszenia energii (małego gradientu). Mała przezroczystość i duża jasność może powodować duży gradient temperatury. W otoczce gwiazdy (jasność gwiazdy nie zmienia się) w miarę oddalania się od centrum gwiazdy spada temperatura, przez co zmniejsza się skuteczność przekazywania energii przez promieniowanie, a tym samym rośnie gradient temperatury. Jeżeli gradient temperatury przekroczy gradient adiabatyczny, to cieplejsza plazma położona niżej będzie dążyła do wypłynięcia wyżej[1].
Dla jednoatomowego niezdegenerowanego gazu, adiabatyczny gradient temperatury zależy tylko od masy molowej gazu i przyspieszenia grawitacyjnego. Kiedy gradient temperatury w warstwie jest mniejszy niż gradient adiabatyczny, konwekcja nie występuje[2][3]. Brak konwekcyjnego mieszania materii powoduje, że skład pierwiastkowy warstw gwiazdy różni się w zależności od głębokości, ponieważ w głębi gwiazdy zachodzą reakcje termojądrowe, zmieniające ten skład[2].
Dla gradientu adiabatycznego zachodzi:
Z powyższego wynika:
Dla gazu w pełni zjonizowanego
Dla materii spełniającej prawo gazu doskonałego będącej w równowadze hydrostatycznej, powyższe równanie można wyrazić w postaci[4]:
Konwekcja może zachodzić gdy:
- jest duże. Warunek ten oznacza, że średnia ilość wytwarzania energii na jednostkę masy w promieniu r jest duża. Ma to zazwyczaj miejsce we wnętrzach masywnych gwiazd. Wytwarzanie energii w takich gwiazdach jest szybko rosnącą funkcją temperatury i tym samym jest silnie skoncentrowane w centrum gwiazdy. Dlatego stosunek jest duży, a gwiazda ma konwekcyjny rdzeń.
- (nieprzezroczystość plazmy) jest duże. Warunek jest spełniony w zewnętrznych warstwach stosunkowo lekkich gwiazd z ciągu głównego lub, bardziej ogólnie, gwiazdach o niskiej temperaturze powierzchni, temperatura w zewnętrznych częściach gwiazdy jest niska, a przez to nieprzezroczystość wysoka. Dopiero dejonizacja helu i wodoru w niskich temperaturach zwiększa przezroczystość, co zachodzi w tzw. atmosferze gwiazdy.
- jest duży. Jest to zwykle również spełnione w zewnętrznej części względnie chłodnych gwiazd.
Gwiazdy ciągu głównego
[edytuj | edytuj kod]![](http://178.128.105.246/host-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/71/Star_types.svg/220px-Star_types.svg.png)
Słońce
[edytuj | edytuj kod]![](http://178.128.105.246/host-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/1e/Sun_poster_PL.svg/220px-Sun_poster_PL.svg.png)
W Słońcu transport promienisty dominuje w jądrze i w wewnętrznej warstwie otoczki (do 5,15×105 km od środka Słońca), podczas gdy jej zewnętrzna część jest zdominowana przez konwekcję[3][5]. Tylko wewnętrzna część otoczki jest nazywana warstwą promienistą; w odróżnieniu od jądra nie zachodzą w niej reakcje syntezy jądrowej. Rozciąga się ona od 0,25 do 0,70 promienia Słońca[5] (od ok. 121 800 km do ok. 487 200 km). W warstwie promienistej fotony podlegają wielokrotnie rozpraszaniu, absorpcji i reemisji, przez co ich droga ku powierzchni jest bardzo złożona i długotrwała: przebycie tej warstwy zajmuje światłu 200 000[5] – 1 000 000 lat[3]. Brak konwekcji w tej warstwie sprawia, że do jądra nie dociera nowe paliwo i jego skład pierwiastkowy stopniowo zmienia się na skutek przemiany wodoru w hel. Ze względu na dużą gęstość materii jądro i warstwa promienista stanowią 98% masy Słońca[5]. Przypuszcza się, że to na granicy między jednolicie rotującą strefą promienistą a warstwą konwektywną, która podlega rotacji różnicowej, ma miejsce generacja pola magnetycznego Słońca przez mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego; ten obszar graniczny nazywany jest tachokliną[3].
Warunki w strefie promienistej zmieniają się z głębokością: temperatura maleje od ok. 7 mln K w środku Słońca do 2 mln K na powierzchni, a gęstość od 20 do 0,2 g/cm³. W strefie promienistej przezroczystość materii jest duża, gdyż ze względu na wysoką temperaturę jony nie są w stanie utrzymać elektronów; wyżej spadek temperatury prowadzi do tego, że jądra cięższych pierwiastków (węgiel, azot, tlen, wapń i żelaza) są w stanie przyłączyć elektrony, co wywołuje zmniejszenie przezroczystości, zatrzymywanie ciepła, wzrost gradientu temperatury i zainicjowania konwekcji. Konwekcja jest wydajnym sposobem przenoszenia ciepła, dlatego gradient temperatury niewiele przekracza gradient adiabatyczny[3].
Gwiazdy o małej masie
[edytuj | edytuj kod]W gwiazdach o mniejszych masach warstwa promienista jest cieńsza. W szczególności czerwone karły o dostatecznie małej masie (<0,4 M☉) mogą być w całości konwektywne i w ogóle nie mieć strefy promienistej[6].
Gwiazdy o dużej masie
[edytuj | edytuj kod]Gwiazdy o masach porównywalnych ze Słońcem mają podobną do niego budowę, z warstwą promienistą tym grubszą, im większa jest masa gwiazdy. Transport ciepła przez promieniowanie dominuje w całej otoczce gwiazd o większej masie (>1,5 M☉), za to konwekcja wykształca się w jądrze. Dla przypadku pośredniej masy, co w ciągu głównym odpowiada typowi widmowemu A, w ogóle może nie być warstwy ulegającej konwekcji – wówczas całe wnętrze gwiazdy wymienia ciepło na drodze promieniowania[2].
Przypisy
[edytuj | edytuj kod]- ↑ a b Sean G. Ryan, Andrew J. Norton: Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press, 2010, s. 19. ISBN 0-521-19609-4.
- ↑ a b c What is a Star?. NASA, grudzień 2010. [dostęp 2014-11-15].
- ↑ a b c d e The Solar Interior. NASA/Marshall Solar Physics, 2011-12-28. [dostęp 2014-11-15].
- ↑ {Cytuj stronę | url = https://web.archive.org/web/20170520224126/http://www.maths.qmul.ac.uk/~svv/MTH725U/Lecture8.htm | tytuł = Energy transport by convection | data dostępu = 2015-05-06}
- ↑ a b c d Przewodnik po Słońcu. Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego. [dostęp 2014-11-15]. (pol.).
- ↑ Michael Richmond: Late stages of evolution for low-mass stars. [dostęp 2014-11-06].