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放射層

放射層についてのお話

放射層

放射層

生成されたエネルギーは、コアを離れ、電磁波の形態で発光層および発光層に入る。 放射層は高密度で、波はここを飛び越え、何百年もの間、放射層を通過します。 放射層は対流層と放射層の直下にあり、平均で171,000年かかる。
メインシークェンススターステージを終えた赤い矮星と質量の小さな赤い巨星を除いて、多くの星の中の太陽と似た放射層であると考えられています。

太陽、地球の惑星、衛星などとはっきりした表面はありません。
太陽は、中心核、放射層、対流層、光球、色球、コロナから構成されている[19]。太陽の中心からの太陽軌道光球の球は、太陽の表面の光のように、利便性のために頻繁に使用されます。太陽の上部光の上の上層の上記部分は、光の透過率の高い部分を太陽の雰囲気といいます。海王星海王星に至るまで太陽風と呼ばれ、オーロラの原因ともなっている[22]。
光球よりも内側の電磁波であるため、内部を電磁波で直接把握することはできません。太陽内部の知識は、観測データに基づく制限付き数値解析を行うソーラー中央部の理論解析、温度、密度などの観測データに基づく理論的解析により得られる。境界条件量子力学による太陽の中の非透磁率と熱核融合反応の予測などが得られます。

 

太陽の半径の0.2倍から0.7倍の400,000kmの厚さを有する中心コアを覆う層では、物質の不透明度は層[19]の放射線(熱)による熱輸送を妨げるほど大きくはない。したがって、この領域では対流が発生せず、中心核で発生したエネルギーは放射線による熱輸送によって外部に運ばれる[19]。近年の研究では、約17万年が必要とされている[23]。

0.7太陽半径から1太陽半径、厚さ20万kmの層[19]では、エネルギーはベナール対流現象によって外層に移動する。ここでは、微量イオンによって不透明度が増加し、放射によるエネルギー輸送よりも効率の良い対流による熱伝導が行われる[28]。

電球は、太陽の見かけ上の縁を形成する層であり、可視光を放出する[10]。薄い球体の下の層では、密度は急激に上昇し、電磁波に対して不透明になります。そして、上層部では、太陽光が空間をまっすぐに通り、このように見えます。厚さ約300km [21]〜600km [18]と薄い。

 

光球の表面から放出される太陽光のスペクトルは、約5,800 Kの黒体放射に近く、太陽大気に起因する約600の吸収線(フラウンホーファー線)が多数存在する[29] 。温度が比較的低いため、水素は原子状態になり、電子が付着した負の水素イオンとなる。これは、対流層からのエネルギーを吸収し、可視光線を含む光を放射する[18]。光球の粒子密度は約1023 / m 3です。これは、地球大気の表面上の密度の約1%に相当します。光球の上にある部分は、集合的に太陽の大気と呼ばれます。太陽の雰囲気は、電波から可視光、ガンマ線までの様々な波長の電磁波で観測することができます。
電球の表面には、太陽の大気ガスやダークスポットや太陽黒点と呼ばれる白斑の対流運動によって生成される粒状スポット[21]や超粒状スポット[30]などの明るいパターンが観測されます。黒点部分の温度は約4000Kであり、中心部分は約3200Kで比較的低いので、黒く見える。スペクトル分析から、この黒点部分に水分子が観察された。