Strefa promienista

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj

Strefa promienista – obszar wnętrza gwiazdy, w którym transport energii odbywa się niemal wyłącznie przez promieniowanie cieplne, nie zachodzi transport energii przez konwekcję. Obszar gwiazdy, w którym jest strefa promienista, jest zależny od masy gwiazdy i jej wieku.

Omówienie[edytuj]

W 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:

  • κ(r) - nieprzezroczystość plazmy,
  • ρ(r) - gęstość,
  • L(r) - jasność gwiazdy, ilość energii przenoszonej przez sferę o promieniu r,
  • σ - Stała Stefana-Boltzmanna[1].

Nieprzezroczystość plazmy (κ), oraz strumień promieniowania (L) 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 niższy niż gradient adiabatyczny, konwekcja nie występuje[2][3]. Brak konwekcyjnego mieszania materii powoduje, że skład pierwiastkowy kolejnych warstw różni się w zależności od głębokości, ponieważ w głębi gwiazdy zachodzą reakcje termojądrowe, zmieniające ten skład, a bliżej powierzchni zbyt niska temperatura i ciśnienie nie pozwalają na to[2].

Dla gradientu adiabatycznego zachodzi:

Z powyższego wynika:

Dla gazu w pełni zjonizowanego (γ - 1)/γ = 2/5. Dla materii spełniającej prawo gazu doskonałego będącej w równowadze hydrostatycznej, z powyższe równanie można wyrazić w postaci[4]:

Konwekcja może zachodzić gdy:

  • L(r)/m(r) 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 L/m jest duży, a gwiazda ma konwekcyjny rdzeń.
  • κ (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 jonizacja wodoru w niskich temperaturach zmniejsza nieprzezroczystość.
  • ρ/T3 jest duży. Jest to zwykle również spełnione w zewnętrznej części względnie chłodnych gwiazd.

Gwiazdy ciągu głównego[edytuj]

Schematyczne przedstawienie obszarów dominacji transportu energii przez promieniowanie (czerwone zygzaki) w gwiazdach ciągu głównego o różnej masie

Słońce[edytuj]

Strefy – promienista i konwektywna – na przykładzie budowy Słońca

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]. 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 chemiczny 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 u spodu 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]

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]

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]

  1. a b Sean G. Ryan, Andrew J. Norton: Stellar Evolution and Nucleosynthesis. 2010. ISBN 0-521-19609-4.
  2. a b c What is a Star?. NASA, grudzień 2010. [dostęp 2014-11-15].
  3. a b c d e The Solar Interior. NASA/Marshall Solar Physics, 2011-12-28. [dostęp 2014-11-15].
  4. Energy transport by convection. [dostęp 2015-05-06].
  5. a b c d Przewodnik po Słońcu (pol.). Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego. [dostęp 2014-11-15].
  6. Michael Richmond: Late stages of evolution for low-mass stars. [dostęp 2014-11-06].