Konvektivní zóna: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m styl++ |
mBez shrnutí editace |
||
Řádek 3:
Tak daleko od jádra Slunce se už přenos tepla zářením stává málo účinným, protože některé [[Ion|ionty]] (uhlíku, dusíku, kyslíku, vápníku, železa…) jsou kvůli nízké teplotě schopny [[Foton|fotony]] pohltit a neemitovat je dále. Zahřátá hmota způsobuje ve sluneční plazmě turbulence a další přenos energie se proto děje [[Konvekce|konvekcí]]. Hmota v průběhu stoupání expanduje a ochlazuje se. Vrcholky výstupních proudů z konvektivní zóny je možné pozorovat ve fotosféře jako [[Granulace (astronomie)|granule]]; větší útvary jsou [[Supergranulace|supergranule]].
Když bylo Slunce ještě jen [[Protohvězda|protohvězdou]], bylo celé prostoupené konvekcí. Konvektivní proudy vynášely na jeho povrch teplo vznikající při jeho gravitační
== Reference ==
|