Зона прамяністага пераносу
Зона прамяністага пераносу — сярэдняя зона Сонца. Змяшчаецца непасрэдна над сонечным ядром, на адлегласцях прыкладна ад 0,2—0,25 да 0,7 радыусу Сонца ад яго цэнтра. Вышэй зоны прамяністага пераносу знаходзіцца канвектыўныя зона. Ніжняй мяжой зоны лічаць рысу, пад якой адбываюцца ядзерныя рэакцыі, верхняй — мяжу, вышэй якой пачынаецца актыўнае перамешванне рэчыва.[1]
Структура правіць
Вадарод ў зоне прамяністага пераносу сціснуты настолькі шчыльна, што суседнія пратоны не могуць памяняцца месцамі, з-за чаго перанос энергіі шляхам мяшання рэчыва вельмі абцяжараны. Дадатковыя перашкоды для мяшання рэчыва стварае нізкая хуткасць змяншэння тэмпературы па меры руху ад ніжніх слаёў да верхніх, якая абумоўлена перш за ўсё высокай цеплаправоднасцю вадароду. Прамое выпраменьванне вонкі таксама немагчыма, паколькі вадарод непразрысты для выпраменьвання, які ўзнікае ў ходзе рэакцыі ядзернага сінтэзу.
Перанос энергіі, акрамя цеплаперадачы, адбываецца таксама шляхам паслядоўнага паглынання і выпраменьвання фатонаў асобнымі пластамі часціц.
Механізм пераносу энергіі правіць
Гама-квант, які прыходзіць з сонечнага ядра паглынаецца часціцай рэчыва (атамным ядром альбо вольным пратонам), пасля чаго ўзбуджаная часціца выпраменьвае новы квант святла. Гэты фатон мае напрамак, ніяк не залежыць ад кірунку паглынутага фатона і можа як пракрасціся ў наступны слой плазмы ў прамяністай зоне, так і зрушыць назад, у ніжнія слаі. З-за гэтага прамежак часу, за які шматкроць перавыпраменьванны фатон (які першапачаткова ўзнік у ядры) дасягае канвектыўнай зоны, можа вымярацца мільёнамі гадоў. У сярэднім гэты тэрмін складае 170 тысяч гадоў (для Сонца).[2]
Ператварэнне выпраменьвання правіць
У сілу таго, што энергія фатона, які быў выпраменены, заўсёды менш энергіі паглынутага, спектральны склад выпраменьвання па меры праходжання прамяністай зоны мяняецца. Калі на ўваходзе ў зону ўсё выпраменьванне прадстаўлена надзвычай караткахвалевым гама-выпраменьваннем, то, пакідаючы прамяністую зону, светлавы паток выпраменьвання ўяўляе сабой «сумесь», якая ахоплівае практычна ўсе даўжыні хваль, уключаючы і бачнае святло.
Прамяністыя зоны зорак правіць
У зорак галоўнай паслядоўнасці, якія маюць малую масу — чырвоных карлікаў, зона канвекцыі займае ўсю прастору ад ядра да фотасферы (прамяністая зона адсутнічае), паколькі ціск у іх нетрах не можа сціснуць рэчыва настолькі, каб перашкаджаць яго мяшанню, і прывесці да ўзнікнення зоны прамяністага пераносу. Прамяністая зона па тых жа прычынах адсутнічае і ў маладых зорак малой масы (да трох мас Сонца), якія яшчэ не завяршылі працэс гравітацыйнага сціску і якія знаходзяцца на падыходзе да галоўнай паслядоўнасці. У чырвоных гігантаў зона канвекцыі таксама распасціраецца непасрэдна да ядра.
У маладых зорак прамежкавай масы (ад 2 да 8 масы Сонца) няма канвектыўнай зоны (адбываецца толькі прамяністы перанос) аж да ўступлення на галоўную паслядоўнасць.
Зоркі тыпу Сонца і менш маюць прамяністае ядро і канвектыўную атмасферу, зоркі больш 1,4 масы Сонца маюць канвектыўнае ядро і прамяністую атмасферу[3].
Цікавыя факты правіць
- Хоць нейтрына ўтвараюцца пры тэрмаядзернай рэакцыі адначасова з фатонамі, яны пакідаюць Сонца бесперашкодна, не затрачваючы на гэта такога значнага часу, як фатоны, з-за таго, што Сонца для іх, як і іншыя зоркі, абсалютна празрыстае.
Зноскі
- ↑ ТЕСИС (руск.). Архівавана з першакрыніцы 30 сакавіка 2012. Праверана 14 мая 2009.
- ↑ NASA. Восемь минут путешествия солнечного света к земле скрывают тысячелетнее путешествие, начатое в ядре Солнца (англ.). Архівавана з першакрыніцы 22 студзеня 2012. Праверана 14 мая 2009.
- ↑ В.Батурин, И.Миронова. Звезды: их строение, жизнь и смерть (руск.). Праверана 15 мая 2009.