방사선 구역

복사 영역 또는 복사 영역은 에너지가 ^[1]대류가 아닌 복사 확산 및 열 전도를 통해 주로 외부로 전달되는 항성 내부 층입니다.에너지는 광자로서 전자파 방사선의 형태로 방사선 영역을 통과합니다.

방사선 영역에 있는 물질은 매우 밀도가 높아 광자가 다른 입자에 의해 흡수되거나 산란되기 전까지 짧은 거리만 이동할 수 있으며, 그렇게 하면서 점점 더 긴 파장으로 이동한다.이러한 이유로 태양의 중심에서 감마선이 방사선 영역을 벗어나는 데는 평균 171,000년이 걸린다.이 범위에 걸쳐 플라즈마 온도는 중심핵 부근에서 1500만 K에서 대류대 ^[2]바닥에서 150만 K로 떨어집니다.

온도 구배

복사 구역에서 온도 구배(반경(r)의 함수로서의 온도 변화)는 다음과 같이 구한다.

${\displaystyle {\text{d}}T(r)}{\text{d}r}}\=\{\frac {3\kappa(r)\rho(r)}{(4\pi r^{2})}(16\pi r^{B})T^{3}(r)}}}}$

여기서 θ(r)는 불투명도, θ(r)는 물질 밀도, L(r)은 광도, θ는_B 스테판-볼츠만 ^[1]상수이다.따라서 항성의 특정 층 내의 불투명도(θ)와 방사속(L)은 에너지 수송에 있어 복사 확산이 얼마나 효과적인지를 결정하는 데 중요한 요소이다.불투명도가 높거나 밝기가 높으면 에너지 흐름이 느려지는 고온 구배가 발생할 수 있습니다.대류가 에너지를 운반할 때 복사 확산보다 더 효과적이어서 낮은 온도 구배를 생성하는 층은 대류 구역이 ^[3]됩니다.

이 관계는 Fick의 제1법칙을 일부 반지름 r의 표면에 통합하여 에너지 보존에 의한 광도와 동일한 총 출력 에너지 플럭스를 제공함으로써 도출할 수 있습니다.

${\displaystyle L=-4\pi},r^{2}D{\frac {\frac u}{\frac r}}$

여기서 D는 광자 확산 계수, u는 에너지 밀도입니다.

에너지 밀도는 Stefan-Boltzmann 법칙에 따라 다음과 같이 온도와 관련이 있습니다.

${\displaystyle U=param frac {4}{c}},\param _{B},T^{4}}$

마지막으로 기체 내 확산계수의 기본이론과 마찬가지로 확산계수 D는 대략 다음을 만족한다.

${\displaystyle D=black {1}{3}}c,\blackda }$

여기서 θ는 광자 평균 자유 경로이며 불투명도 θ의 역수이다.

에딩턴 항성 모형

에딩턴은 별의 압력 P가 이상적인 가스 압력과 방사선 압력의 조합이며, 총 압력에 대한 가스 압력의 일정한 비율인 β가 있다고 가정했다.따라서, 이상 기체 법칙에 따라:

${\displaystyle P=k_{B}{\frac {rho }{\mu }}T}$

여기서_B k는 볼츠만 상수이고 단일 원자의 질량은 μ이다(실제로 물질이 이온화된 이후 이온, 일반적으로 수소 이온, 즉 양성자).방사선 압력이 다음을 충족하는 동안:

${\displaystyle 1-\displayskyle} = specfrac {P_{\text{radiation}} {P} = specfrac {u} {3P}}=flac {4\flac _{B}}{3c}{\flac {T^{4}}{P}}}$

따라서⁴ T는 별 전체에서 P에 비례합니다.

이는 다방정식(n=3)^[4]을 제공합니다.

${\displaystyle P=\left({\frac {3ck_{B}^{4}}){4\sigma _{B}\mu ^{4}}}{\frac {1-\frac }{\frac ^{4}}}\rho ^1/3}}$

정수 평형 방정식을 사용하면 두 번째 방정식은 다음과 같습니다.

${\displaystyle - {\frac {GM\rho } {r^{2}} = flac {\text{d}}P}{{\text{d}}r}}=blac{16\flac_{B}}{3c(1-\beta)}}}T^{3}{\frac{\text{d}}T}{\text{d}}}r}}$

방사선에 의한 에너지 전송의 경우 우측에 대한 온도 구배(이전 항에서 제시) 방정식을 사용하여 다음을 얻을 수 있습니다.

${\displaystyle GM=black{4\pi c(1-\display)}}$

따라서 에딩턴 모델은 δL/M이 거의 일정하다면 방사선 구역의 근사치이며,^[4] 이는 종종 그러하다.

대류에 대한 안정성

방사선 구역은 밀도 구배가 충분히 높으면 대류 셀 형성에 대해 안정적이며, 따라서 위로 이동하는 원소의 밀도가 주변 밀도 감소보다 낮아져 아래쪽으로 순 부력을 경험하게 된다.

이 기준은 다음과 같습니다.

${\displaystyle {\text{d},\log},\rho}{\text{d},\log,P}}>{\frac {1}{\gamma_{ad}}}}}$

여기서 P는 압력, θ 밀도, ${\displaystyle {\theta }_{}}$ $\$ _${ad}$는 열용량비입니다.

균질 이상 기체의 경우 이는 다음과 같습니다.

${\displaystyle {{\text{d}},\log,T}{\text{d}},\log,P}}<1-{\frac {1}{\gamma _{ad}}}}}$

온도 구배 방정식을 중력 가속도 g에 대한 압력 구배와 관련된 방정식으로 나누어 좌측을 계산할 수 있습니다.

${\displaystyle {\text{d}}P(r)}{\text{d}r}}=\\g\rho \=\{frac {G,M(r)},\rho(r)}{r^{2}}}}}$

M(r)은 반지름 r의 구 안에 있는 질량이며, 충분히 큰 r에 대한 대략적인 전체 별 질량이다.

이는 ^[4]대류에 대한 안정성을 위한 다음과 같은 형태의 슈바르츠실트 기준을 제공합니다.

${\displaystyle {\frac {3}{64\pi \sigma _{B},G}}{\frac {P}{T^{4}}}{1-{\frac {1}{ad}}}}}{\frac {\gamma}}}}}}$

비호모제닉 가스의 경우 밀도 구배도 농도 구배에 따라 달라지기 때문에 이 기준은 Ledoux 기준으로 대체해야 한다.

(방사선 영역에 대한 에딩턴 항성 모델에서와 같이) n=3인 폴리트로프 용액의 경우, P는 T에⁴ 비례하고 좌변은 일정하며 1/4이며${\displaystyle ,}$ 이는 ${\displaystyle 1}$- 1 / ${\displaystyle \mathrm{\mu }}$ ${\displaystyle a_{}}$ d $=$ 2${\displaystyle }$/ ${\displaystyle 5\mathrm{}}$({$디스플레이$ 스타일 $1-1/\{ad}/5)$인 우측 단원자 가스 근사치보다 작다. 이 안정성은 다음과 같다$.$대류에 대한 방사능 구역의.

그러나 충분히 큰 반지름에서는 (크래머스의 불투명도 법칙에 의해) 온도가 낮아지고 중원소 ^[5]이온의 하부 껍질에서 이온화 정도가 작아지기 때문에 불투명도 θ가 증가한다.이는 안정성 기준 위반과 대류 구역의 생성으로 이어진다. 태양에서는 대류 구역으로의 전환이 ^[6]발생하기 전에 방사선 구역 전체에 걸쳐 불투명도가 10배 이상 증가한다.

이 안정성 기준이 충족되지 않는 추가 상황은 다음과 같습니다.

• L${\displaystyle }$(${\displaystyle r}$) /${\displaystyle M}$ (${\displaystyle r}$ $)$ \ $displaystyle$L ($r$ ) /$M$ ($r$ )의$$큰 값. 상대적으로 질량이 큰 별에서와 같이 중심에서 핵에너지 생산이 강하게 정점에 달할 경우 M(r)이 작은 별 중심에서 발생할 수 있다.따라서 이러한 별들은 대류핵을 가지고 있다.
• γ d{\displaystyle \gamma_{광고}의 원자의 약 절반을 이온화되고 있semi-ionized 가스, γ d{\displaystyle \gamma_{광고}의 유효 값}에게 작은 값}. 6[7]1/d=1/6{1-1/\gamma_{광고\displaystyle}=1/6}γ 1−을 준다. 그러므로, 모든 별들 충분히 얕았다. 가지고 있convec을 떨어뜨린다.회부 등n개의 구역은 표면 근처에 있으며 이온화가 부분적으로만 이루어지는 충분히 낮은 온도에서 발생합니다.

주계열성

중심핵에서 수소의 열핵융합을 통해 에너지를 생성하는 주계열성의 경우, 복사 영역의 존재와 위치는 별의 질량에 따라 달라집니다.약 0.3 태양질량 이하의 주계열성들은 완전히 대류성이며, 이는 방사대가 없다는 것을 의미한다.0.3~1.2 태양 질량의 항성 중심부 주변은 방사선 구역으로 타코크라인에 의해 대류 구역에서 분리된다.복사 영역의 반지름은 질량과 함께 단조롭게 증가하며, 1.2 태양 질량의 별들은 거의 완전히 복사된다.1.2 태양 질량을 넘으면 중심부는 대류대가 되고, 그 위에 있는 지역은 복사대가 되며,^[8] 대류대 내의 질량은 별의 질량에 따라 증가한다.

해

태양에서는 태양 반지름 0.2의 태양 중심부와 태양 반지름 0.71의 외부 대류 영역 사이의 영역을 복사 영역이라고 하지만, 중심부는 또한 복사 ^[1]영역이다.대류 구역과 방사선 구역은 태양의 또 다른 부분인 타코클라인으로 구분된다.

주 및 참고 자료

외부 링크

• 소호... 태양과 태양권 관측소 - NASA와 ESA의 공동 프로젝트 공식 사이트.
• 방사능 구역에 대한 애니메이션 설명(사우스웨일스 대학교).
• 방사능 구역의 온도와 밀도에 대한 애니메이션 설명(사우스웨일스 대학).