| dbo:abstract
|
- منطقة الإشعاع هي طبقة داخل النجم يتم فيها نقل الطاقة في المقام الأول نحو الخارج عن طريق الانتشار الإشعاعي والتوصيل الحراري بدلا من الحمل الحراري. تسافر الطاقة عبر منطقة الإشعاع في شكل إشعاع كهرومغناطيسي من الفوتونات النشطة. المادة في منطقة الإشعاع كثيفة لدرجة أن الفوتونات يمكن أن تسافر فقط لمسافة قصيرة قبل أن يتم امتصاصها أو تتناثر من قبل جسيم آخر، وتتحول تدريجيا إلى طول موجي أطول أثناء ذلك. لهذا السبب أشعة غاما القادمة من قلب الشمس تستغرق في المتوسط 171,000 سنة لمغادرة منطقة الإشعاع.على هذا النطاق، درجة حرارة البلازما تنخفض من 15 مليون كلفن بالقرب من القلب وصولا إلى 1.5 مليون كلفن في قاعدة منطقة الحمل الحراري. وتتراوح درجة الحرارة في منطقة الإشعاع بين 2 و 7 ملايين درجة مئوية. في المنطقة الإشعاعية، تدرج درجة الحرارة - التغير في درجة الحرارة (T) كدالة نصف قطرها (r) - يحدد بواسطة: حيث κ(r) هي العتامة و ρ(r) هي كثافة المادة، L(r) اللمعان وσ هو ثابت ستيفان-بولتزمان . ومن ثم فإن التعتيم (κ) والتدفق الإشعاعي (L) ضمن طبقة معينة من النجم هما عاملان هامان في تحديد مدى فعالية الانتشار الإشعاعي عند نقل الطاقة. يمكن أن يؤدي التعتيم العالي أو المعان العالي إلى ارتفاع التدرج الحراري، الذي ينتج عن تدفق بطيء للطاقة.وتلك الطبقات حيث الحمل الحراري هو أكثر فعالية من الانتشار الإشعاعي في نقل الطاقة، تخلق تدرج حراري منخفض، وسوف تصبح مناطق حمل حراري. (ar)
- La zona de radiació és la zona mitjana de l'interior del Sol. L'energia surt del nucli a través de la zona de radiació, per on viatja en forma de radiació electromagnètica. La zona de radiació és tan densa que les ones hi boten i reboten. L'energia pot quedar-hi atrapada durant milions d'anys. (ca)
- Vrstva v zářivé rovnováze nebo oblast zářivé rovnováhy je vnitřní část Slunce nebo jiné hvězdy, která leží mezi jádrem a konvektivní vrstvou. Rozprostírá se ve vzdálenosti od 175 tisíc až do 490 tisíc kilometrů od středu Slunce. Její teplota je v rozsahu přibližně 7 – 2 miliony Kelvinů. Je tvořena slunečním plazmatem. V této části Slunce už není teplota a tlak dostačující na to, aby docházelo k termojaderným reakcím. V této oblasti už žádné záření nevzniká, ale přenáší se od jádra směrem k povrchu Slunce. Tento přenos energie je velmi pomalý. Navzdory tomu, že se fotony pohybují rychlostí světla, jsou neustále absorbovány a emitovány okolní hmotou. Proto trvá tisíce až miliony let, než touto oblastí projdou. Neustálým pohlcováním a absorbováním zároveň klesá jejich vlnová délka. Do vrstvy zářivé rovnováhy všechny fotony vstupují ve formě záření gama, ale jen velmi málo se jich ve formě gama záření „protlačí“ až na povrch. Ostatní se v průběhu přechodu touto vrstvou změní na rentgenové záření, ultrafialové záření, světlo, infračervené záření anebo rádiové záření. Energie, kterou tyto fotony ztrácejí, se mění na tepelnou energii částic vrstvy zářivé rovnováhy. Množství energie obsažené v této vrstvě je tak veliké, že kdyby termojaderné reakce naráz přestaly, Slunce by zůstalo svítit ještě několik milionů let. Hustota na dně této vrstvy je 20 g/cm3, na horní hranici je to asi 0,2 g/cm3. (cs)
- La zona radiativa o zona de radiación es una capa en el interior de una estrella en donde la energía es transportada principalmente hacia el exterior por medio de difusión radiativa, más que por convección. La energía se mueve a través de la zona radiativa en forma de radiación electromagnética como fotones. Dentro del Sol, la zona de radiación está localizada en la zona intermedia entre el núcleo solar, a una distancia de 0,2 radios solares (R⊙) medida desde el centro del Sol, hasta la zona convectiva, a una distancia de 0,71 R⊙. La zona convectiva y la zona de radiación están separadas por la tacoclina. La materia en la zona radiativa es tan densa que los fotones viajan únicamente una corta distancia antes de ser absorbidos o dispersados por otras partículas, lo que provoca que su longitud de onda se vuelva mayor. Por esta razón, es necesario un promedio de 171 000 años para que los rayos gamma provenientes del núcleo del Sol salgan de la zona radiativa. En este espacio, la temperatura del plasma cae desde 1,5×10⁷ K hasta 1,5×10⁶ K. Dentro de la zona radiativa, el gradiente de temperatura —es decir, el cambio en la temperatura, T, como función del radio r— está dado por donde κ(r) es la opacidad, ρ(r) es la densidad de materia, L(r) es la luminosidad, y σ es la constante de Stefan-Boltzmann. Por tanto, la opacidad y la luminosidad dentro de una determinada capa de la estrella son factores importantes para determinar la eficiencia de la difusión radiativa al transportar la energía. Una opacidad alta puede causar un gradiente de temperatura alto, que implica un flujo lento de energía. Aquellas capas en donde la convección es más efectiva que la difusión al transporta energía, y por lo tanto al crear un gradiente de temperatura bajo, se convertirán en una zona de convección. Para estrellas de la secuencia principal —aquellas estrellas que generan energía a través de fusión termonuclear de hidrógeno en su núcleo— la localización de la zona de radiación depende de la masa de la estrella. En estrellas de la secuencia principal con masas menores a 0,3 masas solares (M⊙), el interior es enteramente convectivo, lo que significa que no tienen zona de radiación. Entre 0,3 y 1,2 M⊙, la región alrededor del núcleo estelar es una zona de radiación, separada de la zona convectiva por la tacoclina. El radio de la zona radiativa decrece monotónicamente con la masa; las estrellas de alrededor de 1,2 M⊙ son enteramente radiativas. Por encima de 1,2 M⊙, el núcleo se convierte en una zona de convección, y la zona superior es una zona radiativa; la cantidad de masa en la zona de convección aumenta con la masa de la estrella. (es)
- A radiation zone, or radiative region is a layer of a star's interior where energy is primarily transported toward the exterior by means of radiative diffusion and thermal conduction, rather than by convection. Energy travels through the radiation zone in the form of electromagnetic radiation as photons. Matter in a radiation zone is so dense that photons can travel only a short distance before they are absorbed or scattered by another particle, gradually shifting to longer wavelength as they do so. For this reason, it takes an average of 171,000 years for gamma rays from the core of the Sun to leave the radiation zone. Over this range, the temperature of the plasma drops from 15 million K near the core down to 1.5 million K at the base of the convection zone. (en)
- Zona radiasi atau zona radiatif adalah zona di dalam bintang di mana energi dialirkan ke bagian luar melalui radiasi dan bukan konveksi. Energi mengalir melalui zona radiasi dalam bentuk radiasi elektromagnetik seperti foton. Di Matahari, zona radiasi terletak di antara dan zona konveksi. Materi dalam zona radiasi sangatlah padat sehingga foton hanya dapat menempuh jarak yang singkat sebelum diserap atau disebarkan oleh partikel lain. Maka dari itu, sinar gamma membutuhkan waktu 171.000 tahun untuk keluar dari zona radiasi Matahari. Untuk bintang-bintang lain, letak zona radiasi bergantung pada massa suatu bintang. Bintang yang massanya lebih kecil dari 0,3 massa Matahari bersifat konvektif sehingga tidak punya zona radiasi. Bintang yang massanya 0,3 hingga 1,2 massa Matahari, zona radiasi terletak di antara inti bintang dengan zona konveksi. Untuk bintang yang massanya 1,2 massa Matahari, wilayah inti menjadi zona konveksi dan wilayah luar adalah zona radiasi. (in)
- La zona radiativa è uno strato interno delle stelle dove l'energia è trasportata principalmente verso l'esterno per mezzo della radiazione e della conduzione termica, piuttosto che per convezione. L'energia viaggia attraverso la zona radiativa sotto forma di fotoni dello spettro elettromagnetico. Nella zona radiativa la materia è così densa che i fotoni sono in grado di percorre solo brevi distanze prima di essere assorbiti o diffusi da un'altra particella, spostandosi così verso lunghezze d'onda maggiori. Per questo i raggi gamma impiegano in media 171.000 anni dal momento della partenza nel nucleo solare e fino all'uscita dalla zona radiativa. In questo percorso la temperatura del plasma scende dai 15 milioni di gradi kelvin in prossimità del nucleo, a un milione e mezzo di kelvin alla base della zona di convezione. Solo i neutrini, che interagiscono poco con la materia, riescono ad attraversare la zona radiativa alla velocità della luce. (it)
- 복사층(輻射層, radiation zone)은 항성 내부에서 생성되어 바깥으로 이동하는 에너지가 대류보다는 복사에 의해 전달되는 층이다. 복사층을 통과하는 에너지는 전자기 복사=광자의 형태를 하고 있다. 태양의 경우 복사층은 태양반경의 0.2 ~ 0.71 부분, 태양핵과 대류층 사이에 존재한다. 복사층의 물질은 너무 밀도가 높기 때문에, 이곳을 통과하는 광자는 매우 짧은 거리만 이동하고 다른 입자에 의해 흡수되거나 산란되어 점차적으로 보다 긴 파장으로 쏠리게 된다. 그런 전차로 태양핵에서 만들어진 감마선이 복사층을 다 지나가는 데는 평균 171,000년이 걸린다. 핵에서 1천 5백만 켈빈이었던 플라스마의 온도는 이 범위를 거치면서 감소하여 대류층 바닥 부분에서는 1백 5십만 켈빈까지 떨어진다. 복사층에서 온도 기울기—반경 에 대한 온도 변화 의 함수는 다음과 같이 주어진다. 이때 는 불투명도, 은 물질 밀도, 은 광도, 는 슈테판-볼츠만 상수이다. (ko)
- 放射層（ほうしゃそう、Radiation zone）は、太陽内部の中間の層である。生産されたエネルギーは核を出て放射層に入り、電磁波の形で放射層を通過する。放射層は密度が大きいため、波はあちこちに飛びまわり、何百年もかけて放射層を通過する。放射層は対流層の直下にあり、核のすぐ上にある。エネルギーが核からやってきて放射層を抜けるまでには、平均で17万1000年を要する。 質量の小さな赤色矮星や、主系列星段階を終えた赤色巨星などを除き、多くの恒星の内部には太陽と同様の放射層があると考えられている。 (ja)
- A zona de radiação ou zona radiativa é uma camada intermédia do interior do Sol. A energia produzida no núcleo solar via nucleossíntese (processos de fusão nuclear) passa pela zona de radiação na forma de radiação eletromagnética. A zona de radiação é tão densa que as ondas são refletidas facilmente em todas as direções, podendo não sair desta zona por milhões de anos (com uma média de 171 mil anos). A zona de radiação está imediatamente sob a zona de convecção, e acima do núcleo. (pt)
- Strefa promienista – obszar wnętrza gwiazdy, w którym transport energii odbywa się wyłącznie przez promieniowanie cieplne, nie zachodzi transport energii przez konwekcję. Ilość energii jaka może być przenoszona przez promieniowanie jest zależna od temperatury i właściwości plazmy w danym obszarze gwiazdy, a przenoszona energia i parametry ośrodka zależą od masy gwiazdy i jej wieku. Przeciwieństwem strefy promienistej jest strefa konwektywna. (pl)
- Зо́на промени́стого перено́су — середня зона Сонця. Розташована безпосередньо над сонячним ядром. Вище зони променистого переносу знаходиться конвективна зона.Нижньою межею зони вважають лінію, нижче якої проходять ядерні реакції, верхньою — межу, вище якої розпочинається активне перемішування речовини. (uk)
- Зона лучистого переноса — средняя зона Солнца. Располагается непосредственно над солнечным ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра. Выше зоны лучистого переноса находится конвективная зона.Нижней границей зоны считают линию, ниже которой происходят ядерные реакции, верхней — границу, выше которой начинается активное перемешивание вещества. (ru)
- 輻射層是恆星內部經由輻射而不是對流的手段向外傳遞能量的區域，能量以電磁輻射，像是光子，的形式穿越輻射層。在太陽內部，輻射層位於太陽核心和對流層之間，從0.2至0.71太陽半徑的區間。 物質在輻射層有很高的密度，光子只能自由旅行很短的距離，就會被吸收或散射成另一個粒子，在這個過程中並且會逐漸轉移成較長的波長。由於這個原因，從太陽核心區域離開的γ射線平均要171,000年才能穿越輻射區。在這個範圍內，電漿的溫度從核心的1,500萬K下降，抵達對流層底部時大約是150萬K。 在輻射層內，溫度梯度 ─溫度（T）變化是半徑（r）的函數─ 由下式給出： 此處，κ（r）是，ρ（r）是物質密度，L（r）是亮度，和σ是斯特藩-玻爾兹曼常數。因此，不透明度（κ）和輻射通量（L）再恆星給定的區域內是決定輻射是如何有效的擴散和運送能量的因素。高不透明度或高亮度會造成高的溫度梯度，這是能量流動緩慢的結果。在傳輸能量上，對流層會比輻射層更有效率的擴散能量，從而創造出一個更低的溫度梯度，並成為對流層。 對主序星 ─以氫核心的核融合產生能量的恆星，輻射層的位置取決於恆星的質量。質量低於0.3太陽質量的主序星，整個都是對流層，意思是它們並沒有輻射層。從0.3至1.2太陽質量，圍繞著核心區域的是輻射層，上面覆蓋著差旋層，將它與對流層分隔開來。輻射層的半徑是質量的函數，半徑只會隨著質量增加而增加，大約1.2太陽質量的恆星，整顆幾乎都是輻射層。超過1.2太陽質量的恆星，核心區域會成為對流層，在上面覆蓋著輻射層，在對流層的質量會隨著恆星的總質量的增加而增加。 (zh)
|
| rdfs:comment
|
- La zona de radiació és la zona mitjana de l'interior del Sol. L'energia surt del nucli a través de la zona de radiació, per on viatja en forma de radiació electromagnètica. La zona de radiació és tan densa que les ones hi boten i reboten. L'energia pot quedar-hi atrapada durant milions d'anys. (ca)
- 복사층(輻射層, radiation zone)은 항성 내부에서 생성되어 바깥으로 이동하는 에너지가 대류보다는 복사에 의해 전달되는 층이다. 복사층을 통과하는 에너지는 전자기 복사=광자의 형태를 하고 있다. 태양의 경우 복사층은 태양반경의 0.2 ~ 0.71 부분, 태양핵과 대류층 사이에 존재한다. 복사층의 물질은 너무 밀도가 높기 때문에, 이곳을 통과하는 광자는 매우 짧은 거리만 이동하고 다른 입자에 의해 흡수되거나 산란되어 점차적으로 보다 긴 파장으로 쏠리게 된다. 그런 전차로 태양핵에서 만들어진 감마선이 복사층을 다 지나가는 데는 평균 171,000년이 걸린다. 핵에서 1천 5백만 켈빈이었던 플라스마의 온도는 이 범위를 거치면서 감소하여 대류층 바닥 부분에서는 1백 5십만 켈빈까지 떨어진다. 복사층에서 온도 기울기—반경 에 대한 온도 변화 의 함수는 다음과 같이 주어진다. 이때 는 불투명도, 은 물질 밀도, 은 광도, 는 슈테판-볼츠만 상수이다. (ko)
- 放射層（ほうしゃそう、Radiation zone）は、太陽内部の中間の層である。生産されたエネルギーは核を出て放射層に入り、電磁波の形で放射層を通過する。放射層は密度が大きいため、波はあちこちに飛びまわり、何百年もかけて放射層を通過する。放射層は対流層の直下にあり、核のすぐ上にある。エネルギーが核からやってきて放射層を抜けるまでには、平均で17万1000年を要する。 質量の小さな赤色矮星や、主系列星段階を終えた赤色巨星などを除き、多くの恒星の内部には太陽と同様の放射層があると考えられている。 (ja)
- A zona de radiação ou zona radiativa é uma camada intermédia do interior do Sol. A energia produzida no núcleo solar via nucleossíntese (processos de fusão nuclear) passa pela zona de radiação na forma de radiação eletromagnética. A zona de radiação é tão densa que as ondas são refletidas facilmente em todas as direções, podendo não sair desta zona por milhões de anos (com uma média de 171 mil anos). A zona de radiação está imediatamente sob a zona de convecção, e acima do núcleo. (pt)
- Strefa promienista – obszar wnętrza gwiazdy, w którym transport energii odbywa się wyłącznie przez promieniowanie cieplne, nie zachodzi transport energii przez konwekcję. Ilość energii jaka może być przenoszona przez promieniowanie jest zależna od temperatury i właściwości plazmy w danym obszarze gwiazdy, a przenoszona energia i parametry ośrodka zależą od masy gwiazdy i jej wieku. Przeciwieństwem strefy promienistej jest strefa konwektywna. (pl)
- Зо́на промени́стого перено́су — середня зона Сонця. Розташована безпосередньо над сонячним ядром. Вище зони променистого переносу знаходиться конвективна зона.Нижньою межею зони вважають лінію, нижче якої проходять ядерні реакції, верхньою — межу, вище якої розпочинається активне перемішування речовини. (uk)
- Зона лучистого переноса — средняя зона Солнца. Располагается непосредственно над солнечным ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра. Выше зоны лучистого переноса находится конвективная зона.Нижней границей зоны считают линию, ниже которой происходят ядерные реакции, верхней — границу, выше которой начинается активное перемешивание вещества. (ru)
- منطقة الإشعاع هي طبقة داخل النجم يتم فيها نقل الطاقة في المقام الأول نحو الخارج عن طريق الانتشار الإشعاعي والتوصيل الحراري بدلا من الحمل الحراري. تسافر الطاقة عبر منطقة الإشعاع في شكل إشعاع كهرومغناطيسي من الفوتونات النشطة. في المنطقة الإشعاعية، تدرج درجة الحرارة - التغير في درجة الحرارة (T) كدالة نصف قطرها (r) - يحدد بواسطة: حيث κ(r) هي العتامة و ρ(r) هي كثافة المادة، L(r) اللمعان وσ هو ثابت ستيفان-بولتزمان . ومن ثم فإن التعتيم (κ) والتدفق الإشعاعي (L) ضمن طبقة معينة من النجم هما عاملان هامان في تحديد مدى فعالية الانتشار الإشعاعي عند نقل الطاقة. (ar)
- Vrstva v zářivé rovnováze nebo oblast zářivé rovnováhy je vnitřní část Slunce nebo jiné hvězdy, která leží mezi jádrem a konvektivní vrstvou. Rozprostírá se ve vzdálenosti od 175 tisíc až do 490 tisíc kilometrů od středu Slunce. Její teplota je v rozsahu přibližně 7 – 2 miliony Kelvinů. Je tvořena slunečním plazmatem. Hustota na dně této vrstvy je 20 g/cm3, na horní hranici je to asi 0,2 g/cm3. (cs)
- La zona radiativa o zona de radiación es una capa en el interior de una estrella en donde la energía es transportada principalmente hacia el exterior por medio de difusión radiativa, más que por convección. La energía se mueve a través de la zona radiativa en forma de radiación electromagnética como fotones. Dentro del Sol, la zona de radiación está localizada en la zona intermedia entre el núcleo solar, a una distancia de 0,2 radios solares (R⊙) medida desde el centro del Sol, hasta la zona convectiva, a una distancia de 0,71 R⊙. La zona convectiva y la zona de radiación están separadas por la tacoclina. (es)
- Zona radiasi atau zona radiatif adalah zona di dalam bintang di mana energi dialirkan ke bagian luar melalui radiasi dan bukan konveksi. Energi mengalir melalui zona radiasi dalam bentuk radiasi elektromagnetik seperti foton. Di Matahari, zona radiasi terletak di antara dan zona konveksi. Materi dalam zona radiasi sangatlah padat sehingga foton hanya dapat menempuh jarak yang singkat sebelum diserap atau disebarkan oleh partikel lain. Maka dari itu, sinar gamma membutuhkan waktu 171.000 tahun untuk keluar dari zona radiasi Matahari. (in)
- A radiation zone, or radiative region is a layer of a star's interior where energy is primarily transported toward the exterior by means of radiative diffusion and thermal conduction, rather than by convection. Energy travels through the radiation zone in the form of electromagnetic radiation as photons. (en)
- La zona radiativa è uno strato interno delle stelle dove l'energia è trasportata principalmente verso l'esterno per mezzo della radiazione e della conduzione termica, piuttosto che per convezione. L'energia viaggia attraverso la zona radiativa sotto forma di fotoni dello spettro elettromagnetico. Solo i neutrini, che interagiscono poco con la materia, riescono ad attraversare la zona radiativa alla velocità della luce. (it)
- 輻射層是恆星內部經由輻射而不是對流的手段向外傳遞能量的區域，能量以電磁輻射，像是光子，的形式穿越輻射層。在太陽內部，輻射層位於太陽核心和對流層之間，從0.2至0.71太陽半徑的區間。 物質在輻射層有很高的密度，光子只能自由旅行很短的距離，就會被吸收或散射成另一個粒子，在這個過程中並且會逐漸轉移成較長的波長。由於這個原因，從太陽核心區域離開的γ射線平均要171,000年才能穿越輻射區。在這個範圍內，電漿的溫度從核心的1,500萬K下降，抵達對流層底部時大約是150萬K。 在輻射層內，溫度梯度 ─溫度（T）變化是半徑（r）的函數─ 由下式給出： 此處，κ（r）是，ρ（r）是物質密度，L（r）是亮度，和σ是斯特藩-玻爾兹曼常數。因此，不透明度（κ）和輻射通量（L）再恆星給定的區域內是決定輻射是如何有效的擴散和運送能量的因素。高不透明度或高亮度會造成高的溫度梯度，這是能量流動緩慢的結果。在傳輸能量上，對流層會比輻射層更有效率的擴散能量，從而創造出一個更低的溫度梯度，並成為對流層。 (zh)
|
