Konvektívna zóna

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie

Konvektívna zóna je vrstva Slnka (prípadne akejkoľvek inej hviezdy hlavnej postupnosti) nachádzajúca sa medzi oblasťou žiarivej rovnováhy a fotosférou. Je to najvrchnejšia z vnútorných častí Slnka. Má hrúbku asi 200 tisíc kilometrov a teplotu na dne okolo 2 miliónov Kelvinov, preto je tvorená plazmou. Od oblasti žiarivej rovnováhy ju oddeľuje tenká styčná vrstva. V Slnku zaberá približne 30% jeho vnútorného priestoru.

Tak ďaleko od jadra Slnka sa už prenos tepla žiarením stáva málo účinným, pretože niektoré ióny (uhlíka, dusíka, kyslíka, vápnika, železa…) sú vďaka nízkej teplote schopné fotóny pohltiť a neemitovať ich ďalej. Zahriata hmota spôsobuje v slnečnej plazme turbulenciu a ďalší prenos energie sa preto deje konvekciou. Hmota počas stúpania expanduje a ochladzuje sa. Vrcholky výstupných prúdov z konvektívnej zóny možno pozorovať vo fotosfére ako granuly; väčšie útvary sú supergranuly.

Kým bolo Slnko ešte len protohviezdou, bolo celé prestúpené konvekciou. Konvektívne prúdy vynášali na jeho povrch teplo spôsobené jeho gravitačnou kontrakciou. Po zapálení termojadrových reakcií v jadre Slnka sa energia vo väčšine jeho častí začala šíriť radiáciou a konvekcia ako spôsob šírenia energia zostala už len v konvektívnej zóne.