Konvektivní proudy
Z Wikina
Co to jsou konvektivní proudy a jejich významy v astronomii.
Obsah |
Proudy teplých plynů
Stoupající proudy teplých plynů v atmosférách planet nebo plazmatu v konvektivní vrstvě hvězd. Ochlazené a (tedy těžší) plyny (či plazma) jsou v klesajících proudech gravitací stahovány dolů, tj. směrem ke středu tělesa. U Slunce je rychlost stoupání (měřená Dopplerovým posuvem) přibližně půl kilometru za sekundu. Průměr proudů je zhruba kolem 1000 km. Zastavují se ve fotosféře, kde je pozorujeme jako jasné granule. Vyzáří své teplo do okolního ledového kosmického prostoru, chladnou a klesají zpět. Klesající chladnější plyny pozorujeme jako tmavý intergranulární prostor. Hnací silou konvektivních proudů je Archimedova vztlaková síla.
Proudy, jejichž vrchol pozorujeme jako granule, vznikají v hloubce srovnatelné s velikostí granulí (tedy zhruba 1000 km). Tam je rozhraní mezi ionizovaným a neutrálním vodíkem a Slunce volí snadnější cestu (tedy konvekci) pro přenos své energie k povrchu. To je důsledek Schwarzshildova kritéria.
Celá konvektivní vrstva však má ještě dvě hlubší „patra“. Ta jsou důsledkem rekombinace He II → He I (v hloubce zhruba 30 tisíc km) a He III He II (v hloubkách zhruba 200 000 km pod povrchem). Oblaky z těchto dvou velkorozměrových konvektivních vrstev stoupají pomaleji a na viditelném povrchu se projevují jako supergranulace a obří cely.
Proudy magmatu
V plášti Země proudy magmatu vystupující pod tzv. horkými skvrnami. Pod kůrou se proud rozepne do hřibovitého tvaru. Roztékající se magma způsobuje posuv litosférických desek. V některých horkých skvrnách však prorazí konvektivní proudy kůru až na povrch, kde se projeví sopečnou činností.
