Konvektivní vrstva

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Vrstva v nitru hvězdy, ve které přenos energie konvekcí převládá nad přenosem energie zářením. Před tím, než se prahvězda dostane na hlavní posloupnost a nachází se v Hayashiho období, je celá prostoupena konvekcí. Teplo uvolňované v prahvězdě její vlastní gravitací je přenášeno k povrchu konvektivními proudy.

Hvězdy na hlavní posloupnosti uvolňují energii hořením vodíku. Ve hvězdách pozdějších spektrálních typů než Slunce se to děje přímo proton–protonovým řetězcem. Takové hvězdy mají povrchovou konvektivní vrstvu, neboť helium a vodík jsou tam neionizované, tedy neprůhledné (opacita vzroste) – viz Schwartzschildovo kritérium. Přenos energie zářením se tak stane neúčinným a efektivnějším způsobem přenosu se stává konvekce. Konvektivní vrstva dosahuje z hloubky 200 000 km až do fotosféry. Stoupající konvektivní proudy pozorujeme na povrchu Slunce jako jasné granule.

V masivnějších hvězdách (tj. v horní části hlavní posloupnosti) jsou vysoké středové teploty a hoření vodíku probíhá uhlíkovým cyklem. U nich probíhá konvekce v jádru. Promíchávání plynů konvekcí v jádru napomáhá hoření vodíku, a zvyšuje tak produkci energie čili zářivost hvězdy.

Obsah

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]