Зрачен слој: Разлика помеѓу преработките

[проверена преработка][проверена преработка]
Избришана содржина Додадена содржина
Нема опис на уредувањето
Нема опис на уредувањето
Ред 14:
| valign=top |
{{·}}[[Корона]]<br>
{{·}}[[СоларенСончев факел|Факел]]<br>
{{·}}[[Проминенција]]<br>
{{·}}[[Сончев ветер]]
|}
]]
'''Зрачна зона''' (''радијативна зона'') — слој од ѕвездената внатрешност каде енергијата е примарно транспортирана кон екстериерот значејќи зрачна [[Зрачење|дифузија,распрснување]] а не од страна насо конвекцијаструење. Енергијата патува низ радијативнатазрачниот зонаслој во форма на електромагнетна[[електромагнетно радијацијазрачење]] како фотони. Во рамките на сонцетоСонцето, радијативнатазрачниот зонаслој е лоциранасместена во интермедијалната зона меѓу сончевото јадро на .2 на сончевиот радиус и надворешнатанадворешниот конвекциска[[струевит зонаслој]] на .71 на сончевиот радиус. КонвекцискатаСтрууевитиот и радијативнатазрачниот зонаслој се одделени со такоклин, друг дел од сонцето. Иако е помал дел, тој сепак постои. Случајот во радијативнатазрачниот зонаслој е толку густа, така што фотоните може да патуваат само кратка дистанца пред да бидат апсорбирани или расфрлани од друга честичка, постепено менувајќи на подолги бранови должини како нив. Поради оваа причина, потребни се просечни 171,.000 години за гама зраците од сончевото јадро да јаго напуштат радијативнатазрачниот зонаслој. Преку оваа граница, температурата на плазма капки од 15 милиони илјади блиску до јадрото снижувајќи до 1,5 милиони илјади на основата на конвекцискатаструевитиот зонаслој.
Во рамките на радијативнатазрачниот зонаслој, температурниот градиент - промената на температурата (Т), како функција на радиус (r) - е зададена со:
 
: <math>\frac{\text{d}T(r)}{\text{d}r}\ =\ -\frac{3 \kappa(r) \rho(r) L(r)}{(4 \pi r^2)(16 \sigma) T^3(r)}</math>
 
Каде што κ(r) е непроѕирноста, ρ(r) е густината на материјата, L(r) е луминозноста, и σ е Стефан – Болцмановата константа. Оттука, непроѕирноста и радијативниотзрачниот флукстек, во рамките им е даден слој на ѕвезда, така тие се важен фактор во одлучување на тоа колку е ефективна радијативнатазрачното дифузијараспрснување во транспортирање енергија. Висока непроѕирност или висока луминозност може да предизвикаат висок температурен градиент, кој се резултат на слаб проток на енергија. Тие слоеви каде конвекцијата[[струење]]то е поефективнапоефективно од радијативнатазрачнто дифузијараспрснување во транспортирање енергија, а со тоа и создавајќи понизок температурен градиент, ќе се претворат во конвекциониструевити зонислоеви. За главната низа на ѕвезди – оние ѕвезди кои генерираат енергија низ термонуклеарната фузија од хидроген во јадрото, локацијатаместоположбата на радијативнатазрачниот зонаслој зависи од масата на ѕвездата. Главната низа на ѕвезди под околу 0,3 соларнаСончеви масамаси се комплетнососема конвекцискиструевити, односно тие немаат радијативназрачниот зонаслој. Од 0,3 до 1,2 соларнаСоневи масамаси, регионот околу ѕвезденото јадро е радијативназрачен зонаслој, одделени од покривнатапокривниот конвекцискаструевит зонаслој од такоклиноттахоклинот. Радиусот на радијативнатазрачниот зонаслој расте монотоно со масата, со ѕвезди околу 1,2 соларни маси се скоро целосно радијативнизрачни. Преку 1,2 соларна маса, регионот на јадрото станува конвекцискаструевити зонаслој и покривниотпокривното регионподрачје е радијативназрачниот зонаслој, со количинска маса во рамките на конвекцискатаструевитиот зонаслој растејќи со масата на ѕвездата.