Konvektivní zóna

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání

Konvektivní zóna je vrstva Slunce (případně jakékoli jiné hvězdy hlavní posloupnosti) nacházející se mezi oblastí zářivé rovnováhy a fotosférou. Je to nejvrchnější z vnitřních částí Slunce. Má hloubku asi 200 tisíc kilometrů a teplotu na dně okolo 2 milionů Kelvinů, proto je tvořena plazmou. Od oblasti zářivé rovnováhy ji odděluje tenká styčná vrstva. Ve Slunci zabírá přibližně 30 % vnitřního prostoru.

Tak daleko od jádra Slunce se už přenos tepla zářením stává málo účinným, protože některé ionty (uhlíku, dusíku, kyslíku, vápníku, železa…) jsou kvůli nízké teplotě schopny fotony pohltit a neemitovat je dále. Zahřátá hmota způsobuje ve sluneční plazmě turbulence a další přenos energie se proto děje konvekcí. Hmota v průběhu stoupání expanduje a ochlazuje se. Vrcholky výstupních proudů z konvektivní zóny je možné pozorovat ve fotosféře jako granule; větší útvary jsou supergranule.

Když bylo Slunce ještě jen protohvězdou, bylo celé prostoupené konvekcí. Konvektivní proudy vynášely na jeho povrch teplo vznikající při jeho gravitační kontrakci. Po zapálení termojaderných reakcí v jádru Slunce se energie ve většině jeho částí začala šířit radiací a konvekce jako způsob šíření energie zůstala už jen v konvektivní zóně.

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Konvektívna zóna na slovenské Wikipedii.