Convection zone (original) (raw)
La zona de convecció és la capa exterior de l'interior del Sol. L'energia hi arriba en , en lloc d'arribar-hi en forma de fotons. Un cop el gas calent arriba a la fotosfera, emet fotons vers l'espai, es refreda, i torna a l'interior del Sol. Aquest flux de convecció és l'origen de les granulacions, i l'energia que allibera és la llum visible i altres formes de radiació electromagnètica que el Sol emet vers l'espai.
.jpg?width=300)
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | منطقة الحمل الحراري منطقة الحمل الحراري للنجم هي طبقة غير مستقرة حراريا. يتم نقل الطاقة بشكل أساسي أو جزئي في هذه المنطقة عن طريق تيارات بينما في مناطق الإشعاع الحراري يتم نقل الطاقة بواسطة إشعاع أو التوصيل. يتكون الحمل الحراري النجمى من حركة ضخمة للبلازما داخل النجم والذي يكّون عادة تيارات حمل دائرية مع تصاعد البلازما الساخنة وهبوط البلازما الباردة. يعبر معيار شوارزشيلد عن الظروف القياسية والتي تكون فيها منطقة من النجم غير مستقرة حراريا وتعتمد على تيارات الحمل الحرارى في نقل الطاقة، جزء من الغاز الذي يرتفع ببطء يجد نفسه في بيئة ذات ضغط منخفض مقارنة بالمنطقة الذي قدم منها، وكنتيجة لذلك فان هذا الجزء يتمدد ويبرد، إذا تم تبريد الغاز الصاعد بدرجة أكبر من البيئة المحيطة فان كثافته تزداد لمستوى أعلى من الغاز المحيط به ولذا فان افتقاره إلى القدرة على الطفو سوف يؤدى هبوطه مرة أخرى إلى المنطقة التي جاء منها، وبالرغم من ذلك فانه إذا كان التغير في درجة الحرارة حاد بما يكفى (أي أن درجة الحرارة تتغير سريعا بالنسبة إلى المسافة من مركز النجم)أو كان الغاز لديه قدرة حرارية عالية جدا (أي أن درجة الحرارة تتغير ببطء نسبيا أثناء تمدده)فان الجزء الصاعد من الغاز سيبقى أكثر دفئا من الغاز المحيط به حتى بعد تبريده وتمدد، وقدرته على الطفو سوف تمكنه من الاستمرار في الصعود، المنطقة من النجم التي تحدث فيها كل هذه التغيرات تدعى منطقة الحمل الحرارى. (ar) La zona de convecció és la capa exterior de l'interior del Sol. L'energia hi arriba en , en lloc d'arribar-hi en forma de fotons. Un cop el gas calent arriba a la fotosfera, emet fotons vers l'espai, es refreda, i torna a l'interior del Sol. Aquest flux de convecció és l'origen de les granulacions, i l'energia que allibera és la llum visible i altres formes de radiació electromagnètica que el Sol emet vers l'espai. (ca) Konvektivní zóna je vrstva Slunce (případně jakékoli jiné hvězdy hlavní posloupnosti) nacházející se mezi oblastí zářivé rovnováhy a fotosférou. Je to nejvrchnější z vnitřních částí Slunce. Má hloubku asi 200 tisíc kilometrů a teplotu na dně okolo 2 milionů Kelvinů, proto je tvořena plazmatem. Od oblasti zářivé rovnováhy ji odděluje tenká . Ve Slunci zabírá přibližně 30 % vnitřního prostoru. Tak daleko od jádra Slunce se už přenos tepla zářením stává málo účinným, protože některé ionty (uhlíku, dusíku, kyslíku, vápníku, železa…) jsou kvůli nízké teplotě schopny fotony pohltit a neemitovat je dále. Zahřátá hmota způsobuje ve slunečním plazmatu turbulence a další přenos energie se proto děje konvekcí. Hmota v průběhu stoupání expanduje a ochlazuje se. Vrcholky výstupních proudů z konvektivní zóny je možné pozorovat ve fotosféře jako granule; větší útvary jsou supergranule. Když bylo Slunce ještě jen protohvězdou, bylo celé prostoupené konvekcí. Konvektivní proudy vynášely na jeho povrch teplo vznikající při jeho gravitační kontrakci. Po zapálení termojaderných reakcí v jádru Slunce se energie ve většině jeho částí začala šířit radiací a konvekce jako způsob šíření energie zůstala už jen v konvektivní zóně. (cs) A convection zone, convective zone or convective region of a star is a layer which is unstable due to convection. Energy is primarily or partially transported by convection in such a region. In a radiation zone, energy is transported by radiation and conduction. Stellar convection consists of mass movement of plasma within the star which usually forms a circular convection current with the heated plasma ascending and the cooled plasma descending. The Schwarzschild criterion expresses the conditions under which a region of a star is unstable to convection. A parcel of gas that rises slightly will find itself in an environment of lower pressure than the one it came from. As a result, the parcel will expand and cool. If the rising parcel cools to a lower temperature than its new surroundings, so that it has a higher density than the surrounding gas, then its lack of buoyancy will cause it to sink back to where it came from. However, if the temperature gradient is steep enough (i.e. the temperature changes rapidly with distance from the center of the star), or if the gas has a very high heat capacity (i.e. its temperature changes relatively slowly as it expands) then the rising parcel of gas will remain warmer and less dense than its new surroundings even after expanding and cooling. Its buoyancy will then cause it to continue to rise. The region of the star in which this happens is the convection zone. (en) La zone de convection, ou zone convective, est une couche dans une étoile qui est thermodynamiquement instable. L'énergie est principalement ou partiellement transportée par convection des parcelles à l'intérieur de cette région, contrairement à la zone de rayonnement où l'énergie est transportée par le rayonnement émis et par la conduction. Il s'agit donc d'un mouvement de masse du plasma à l'intérieur de l'étoile, qui forme habituellement un courant de convection circulaire, avec le plasma chauffé ascendant et le plasma refroidi descendant. Le critère de Schwarzschild exprime les conditions dans lesquelles une région d'une étoile est ainsi instable. Une parcelle de gaz qui s'élève légèrement se retrouvera dans un environnement de pression plus faible que celle d'où elle provient. Son volume se dilate et sa température refroidit alors. Si la parcelle ascendante se refroidit à une température inférieure à celle de son nouvel environnement, elle a alors une densité plus élevée que le gaz environnant, et selon le principe d'Archimède elle retombera d'où il vient. Cependant, si le gradient de température est assez raide (c'est-à-dire que la température change rapidement avec la distance du centre de l'étoile), ou si le gaz a une capacité thermique très élevée (c'est-à-dire que sa température varie lentement lors de l'expansion du volume), la parcelle demeurera plus chaude et moins dense que son nouvel environnement, et sa flottabilité la fera alors continuer à s'élever. (fr) La zona convectiva de una estrella es el rango de radios en los que la energía es transportada principalmente por medio de convección. En contraste, en la zona radiativa, la energía se transporta por radiación. La convección estelar consiste de movimiento de masa de plasma dentro de la estrella, el cual usualmente forma patrones de corriente circulares en donde el plasma caliente asciende y el plasma frío desciende. La zona convectiva se encuentra a una temperatura de alrededor de 2×10⁶ K. La zona convectiva y la zona radiativa están divididas por la estrecha zona llamada tacoclina. El criterio de Schwarzschild expresa la condición bajo la cual una región de una estrella es inestable a la convección. Una porción de gas que sube ligeramente se encontrará en un ambiente de presión menor a la región de donde proviene. Como resultado, esa porción de gas se expandirá y se enfriará. Si dicha porción se enfría a una temperatura menor que el gas que la rodea, de modo que tenga una densidad mayor a la de dicho gas, entonces perderá flotabilidad, lo que causará que se hunda y regrese a la región de donde provino. Sin embargo, si el gradiente de temperatura es lo suficientemente elevado (es decir, la temperatura cambia rápidamente con la distancia desde el centro de la estrella), o si el gas tiene una capacidad calorífica muy alta (es decir su temperatura cambia relativamente lento al expandirse), entonces la porción ascendente de gas permanecerá más caliente y menos densa que sus alrededores, aun después de expandirse y enfriarse. Esta flotabilidad causará entonces que continúe subiendo. La región de la estrella en donde esto ocurre es la zona convectiva. En estrellas con más de 1,3 masas solares, la fusión nuclear de hidrógeno a helio ocurre por medio del ciclo Carbono-Nitrógeno-Oxígeno Ciclo CNO, en lugar de la cadena protón-protón. El ciclo CNO es muy sensible a la temperatura, por lo que el núcleo se encuentra muy caliente pero la temperatura decae muy rápidamente. Por lo tanto, la región del núcleo forma una zona convectiva que mezcla uniformemente el combustible de hidrógeno con el helio producido. La zona convectiva del núcleo de estas estrellas se sobrepone a la zona radiativa, que está en equilibrio térmico, y sufre poco o nulo mezclado. En estrellas con menos de unas 10 masas solares, la cubierta exterior contiene una región donde una ionización parcial de hidrógeno y helio aumenta la capacidad calorífica. La temperatura relativamente baja en esta región causa al mismo tiempo que la opacidad debida a los elementos más pesados sea lo suficientemente alta como para producir un gradiente de temperatura elevado. Esta combinación de circunstancias produce una región de convección exterior, encima de la cual hay una , que es visible en la superficie del Sol. Las estrellas de secuencia principal de baja masa, como una enana roja, debajo de 0,35 masas solares, así como estrellas antes de la secuencia principal, en la , son completamente convectivas y no contienen una zona de radiación. (es) Zona konveksi suatu bintang adalah zona di mana energi dialirkan melalui proses konveksi. Dalam bintang yang 1,3 kali lebih besar daripada Matahari, fusi nuklir mengubah hidrogen menjadi helium melalui siklus CNO. Proses ini sangat sensitif dengan suhu sehingga intinya akan menjadi sangat panas namun suhunya dapat turun dengan cepat. Maka, wilayah inti menjadi zona konveksi. Sementara itu, untuk bintang yang massanya lebih kecil daripada 0,3 massa Matahari, bintang tersebut sepenuhnya bersifat konvektif, dan untuk bintang di antara 0,3 hingga 1,2 massa Matahari, zona konveksi terletak di luar zona radiasi. (in) 대류층(對流層)은 핵심부에서 특정 반경 영역으로 대류가 발생하는 곳이다. 태양 대류는 별 내부에 플라즈마의 질량 움직임으로 구성되는데 그것은 대개 가열된 플라즈마 상승과 냉각된 플라즈마 하강의 원형 대류 전류를 형성한다. 대류전류의 좋은 예는 이다. 태양에 대해 대류층은 내부 중의 외부(대략) 30%내에 위치한다. 뜨거운 기체가 광구까지 대류하면 그것은 광자를 우주공간으로 방출하고 냉각되며 다시 별 속으로 정착한다. 이 대류의 흐름은 태양의 쌀알 조직의 근원이며 나가는 에너지는 별이 우주공간에 방출하는 가시광선과 다른 전자기 복사이다. 최저의 온도를 지닌 별들 예를 들면 적색 왜성은 전체적으로 완전히 대류적이다. 중간 크기의 별 예를 들면 태양은 표면 근처에서 대류하고 핵심부는 복사 평형에 있다. 그리하여 핵심부와 핵융합의 부산물(ash)의 혼합이 없다. 태양 질량의 1.1배 이상의 별들은 그들의 핵심부에서 다른 핵 과정을 사용하는데 CNO 순환 과정이라 불린다. 이 과정은 온도에 민감하며 핵심부는 연료와 부산물을 균일하게 혼합하는 대류층을 형성한다. 이들 별들의 핵심 대류층은 열적 평형 상태이며 혼합이 거의 없는 복사층 위에 놓여 있다. 그러나 분광형 B4 ~ A8의 주계열성들은 거꾸로 복사층이 대류층 위에 놓여 있다. (ko) 対流層（たいりゅうそう、Convection zone）は、恒星の中でエネルギーが主に対流によって運ばれている領域である。放射層では、エネルギーは放射によって運ばれる。恒星の対流はプラズマの運動であり、温められたプラズマが上昇し、冷えたプラズマが下降するという円対流を形成する。恒星中では、対流は温度勾配が急な（例えば、恒星の中心からの距離によって温度が急激に変化する）時に起きる。全ての恒星は中心が最も熱く、光球が最も冷たい。そこで恒星のどの部分でも、わずかに上昇したガスの一団は周りよりも熱くなる。周囲の冷たい領域との熱交換が十分速く行われれば、すぐに冷え、それ以上上昇しなくなる。しかし、温度勾配が十分に急であれば、冷える速度よりも浮力が勝るため、温められたガスの一団はそのまま上昇を続ける。恒星の中でこのような過程が起こる領域が対流層と呼ばれる。 太陽のような低質量の主系列星では、対流層は外側の約30%を占めている。温められたガスが表面まで出てくると、冷やされて再び恒星内部に戻る。温かいガスは冷たいガスよりも多くの放射を放出し、ガスの対流は恒星の粒状斑を形成する。このような恒星では、対流層は放射層を取り巻いている。 太陽質量の1.1倍以上の恒星では、水素からヘリウムへの原子核合成は、陽子-陽子連鎖反応ではなくCNOサイクルによって進行する。CNOサイクルは温度に非常に影響されるため、核は非常に熱いが、急激に温度が低下することがある。そのため、核の領域も水素燃料と生成したヘリウムを混合する対流層を形成する。これらの恒星の核の対流層には、熱的に平衡でほぼ混合が起こらない放射層が重なっている。 赤色矮星のような低質量の主系列星や赤色巨星のような主系列後の星は、放射層を持たず全てが対流層である。 (ja) La zona convettiva è uno strato interno del Sole e delle stelle, in cui l'energia termica, attraverso i moti convettivi, viene portata negli strati più esterni del corpo celeste, ossia in superficie. I moti convettivi stellari consistono in movimenti del plasma all'interno della stella, che di solito formano correnti circolari di convezione che riscalda il plasma in discesa, il quale, dopo essere risalito, cede energia all'esterno, raffreddandosi, raddensandosi e riprecipitando verso l'interno. Nel Sole, la zona convettiva occupa il 30% del raggio, e si trova nella parte esterna, a contatto con la superficie. Una volta che il gas incandescente è giunto alla fotosfera, emette fotoni nello spazio. Stelle con temperature più basse del Sole, come le nane rosse, possiedono una zona convettiva che occupa per intero lo strato tra il nucleo e la superficie; stelle di grandezza media, come il Sole, hanno una zona convettiva a contatto con la superficie, mentre lo strato superiore al nucleo è in equilibrio radiativo. In entrambi tipi di stelle non vi è mescolanza tra il nucleo e i prodotti di fusione accumulati. Le stelle con massa superiore a 1,1 masse solari sfruttano un processo nucleare differente nel loro nucleo, chiamato ciclo CNO (Carbonio-Azoto-Ossigeno); questo processo è molto sensibile alla temperatura, così il nucleo forma una zona di convezione che rimescola il "combustibile" con i prodotti di reazione. La zona convettiva in queste stelle è sovrastata dalla zona radiativa, che invece è in equilibrio termico, e nessun movimento di materia si può verificare. (it) Strefa konwektywna – obszar wnętrza gwiazdy, w którym transport energii odbywa się nie tylko przez promieniowanie, ale także przez konwekcję. Występowanie konwekcji powoduje mieszanie materii gwiazdy i znacznie zwiększa pionowy transport energii. Obszar gwiazdy, w którym występuje konwekcja, jest zależny od masy gwiazdy i etapu ewolucyjnego. Obszar gwiazdy nie będący strefą konwektywną jest strefą promienistą. (pl) A zona de convecção ou zona convectiva é a camada exterior estelar onde o qual energia é transmitida através de convecção. É a última camada antes da superfície, a fotosfera. Caracteriza-se pela presença de células de convecção de curta vida que possuem milhares de quilômetros de extensão, que constantemente formam-se e dissipam-se em minutos, e são responsáveis por grânulos na superfície solar. (pt) 對流層是在恆星內部以對流為傳輸能量主要方式的半徑區域。在輻射層，能量經由輻射傳遞。恆星的對流包括內部電漿的質量移動，通常是形成熱電漿上升，冷電漿下沉的迴路。 在史瓦西準則下，恆星內部的不穩定條件會產生對流。一個氣體包裹略微上升就會發現自己處在一個壓力比原本低的環境中，結果是，氣體包裹將會膨脹和冷卻。如果上升的氣體冷却到比新環境周圍的溫度更低，由於它密度比周圍的環境高，在缺乏浮力的情況下，將導致它下沉回到它原來的地方。然而，如果溫度梯度的漸變足夠陡峭（也就是說溫度變化相對於恆星中心的距離是迅速的），或是這種氣體有很高的熱容量（即它的溫度變化相較於體積的擴張是緩慢的），於是上升中的氣體包裹依然比周圍的新環境溫暖和密度較低，它的浮力會導致它繼續上升。發生這種情況的區域，就是恆星的對流層。 質量大於太陽1.3倍的恆星，在核心進行的氫融合成氦的反應是以CNO循環取代了質子-質子鏈反應。CNO循環對溫度相當敏感，所以核心的溫度非常高，但是溫度下降的也很快。因此，核心區域會形成氫燃料與氦產物均勻混合的對流層。這些恆星核心的對流層疊加在熱平衡，但只有少量或沒有混和的輻射層之上。 在質量大約低於10倍太陽質量的恆星，外層會包含一個電離的氫和氦的氣殼，使熱容量增加。由於較重的元素會造成較高的溫度梯度，在這個區域的相對低溫同時造成。這樣的組合會在外面也造成一個對流層，在太陽最表面可以看見的就是米粒組織。低質量的主序星，像是質量低於0.35太陽質量的紅矮星，以及還在林軌跡上的前主序星沒有輻射層，整顆恆星都是對流層。 (zh) Зона конвекции — область звезды (и в частности Солнца), в которой перенос энергии из внутренних районов во внешние происходит главным образом путём активного перемешивания вещества — конвекции. (ru) Зона конвекції — область зорі (зокрема — Сонця), в якій перенесення енергії з внутрішніх шарів до зовнішніх відбувається переважно шляхом активного перемішування речовини — конвекції. (uk) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/Structure_of_Stars_(artist’s_impression).jpg?width=300 |
| dbo:wikiPageExternalLink | http://alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html%23/convectiontempden http://alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html%23/convectionzone https://archive.org/details/springer_10.1007-978-1-4419-9110-2 https://web.archive.org/web/20151116133527/http:/alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html%23/convectiontempden https://web.archive.org/web/20151116133527/http:/alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html%23/convectionzone |
| dbo:wikiPageID | 1235959 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 7083 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1091153119 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Proton–proton_chain dbr:Hydrogen dbr:Opacity_(optics) dbr:Radiation_zone dbr:Gradient dbr:Granule_(solar_physics) dbr:Convection dbr:Tachocline dbr:Star dbr:CNO_cycle dbr:Dredge-up dbr:Heat_capacity dbr:Helium dbr:Nuclear_fusion dbr:Radiation dbr:Hayashi_track dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:Ionization dbr:Temperature dbc:Stellar_phenomena dbc:Convection dbr:Red_dwarf dbr:Solar_mass dbr:Schwarzschild_criterion dbr:Conduction_(heat) dbr:Main_sequence_stars dbr:Red_giant_star dbr:File:Structure_of_Stars_(artist’s_impression).jpg |
| dbp:date | 2015-11-16 (xsd:date) |
| dbp:url | https://web.archive.org/web/20151116133527/http:/alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html%23/convectiontempden https://web.archive.org/web/20151116133527/http:/alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html%23/convectionzone |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Cite_book dbt:Reflist dbt:See_also dbt:Short_description dbt:Webarchive dbt:The_Sun dbt:Star dbt:Structure_of_the_Sun |
| dct:subject | dbc:Stellar_phenomena dbc:Convection |
| gold:hypernym | dbr:Layer |
| rdf:type | owl:Thing dbo:AnatomicalStructure yago:WikicatStars yago:CelestialBody109239740 yago:NaturalObject100019128 yago:Object100002684 yago:PhysicalEntity100001930 yago:Star109444100 yago:Whole100003553 |
| rdfs:comment | La zona de convecció és la capa exterior de l'interior del Sol. L'energia hi arriba en , en lloc d'arribar-hi en forma de fotons. Un cop el gas calent arriba a la fotosfera, emet fotons vers l'espai, es refreda, i torna a l'interior del Sol. Aquest flux de convecció és l'origen de les granulacions, i l'energia que allibera és la llum visible i altres formes de radiació electromagnètica que el Sol emet vers l'espai. (ca) Zona konveksi suatu bintang adalah zona di mana energi dialirkan melalui proses konveksi. Dalam bintang yang 1,3 kali lebih besar daripada Matahari, fusi nuklir mengubah hidrogen menjadi helium melalui siklus CNO. Proses ini sangat sensitif dengan suhu sehingga intinya akan menjadi sangat panas namun suhunya dapat turun dengan cepat. Maka, wilayah inti menjadi zona konveksi. Sementara itu, untuk bintang yang massanya lebih kecil daripada 0,3 massa Matahari, bintang tersebut sepenuhnya bersifat konvektif, dan untuk bintang di antara 0,3 hingga 1,2 massa Matahari, zona konveksi terletak di luar zona radiasi. (in) Strefa konwektywna – obszar wnętrza gwiazdy, w którym transport energii odbywa się nie tylko przez promieniowanie, ale także przez konwekcję. Występowanie konwekcji powoduje mieszanie materii gwiazdy i znacznie zwiększa pionowy transport energii. Obszar gwiazdy, w którym występuje konwekcja, jest zależny od masy gwiazdy i etapu ewolucyjnego. Obszar gwiazdy nie będący strefą konwektywną jest strefą promienistą. (pl) A zona de convecção ou zona convectiva é a camada exterior estelar onde o qual energia é transmitida através de convecção. É a última camada antes da superfície, a fotosfera. Caracteriza-se pela presença de células de convecção de curta vida que possuem milhares de quilômetros de extensão, que constantemente formam-se e dissipam-se em minutos, e são responsáveis por grânulos na superfície solar. (pt) Зона конвекции — область звезды (и в частности Солнца), в которой перенос энергии из внутренних районов во внешние происходит главным образом путём активного перемешивания вещества — конвекции. (ru) Зона конвекції — область зорі (зокрема — Сонця), в якій перенесення енергії з внутрішніх шарів до зовнішніх відбувається переважно шляхом активного перемішування речовини — конвекції. (uk) منطقة الحمل الحراري منطقة الحمل الحراري للنجم هي طبقة غير مستقرة حراريا. يتم نقل الطاقة بشكل أساسي أو جزئي في هذه المنطقة عن طريق تيارات بينما في مناطق الإشعاع الحراري يتم نقل الطاقة بواسطة إشعاع أو التوصيل. يتكون الحمل الحراري النجمى من حركة ضخمة للبلازما داخل النجم والذي يكّون عادة تيارات حمل دائرية مع تصاعد البلازما الساخنة وهبوط البلازما الباردة. (ar) Konvektivní zóna je vrstva Slunce (případně jakékoli jiné hvězdy hlavní posloupnosti) nacházející se mezi oblastí zářivé rovnováhy a fotosférou. Je to nejvrchnější z vnitřních částí Slunce. Má hloubku asi 200 tisíc kilometrů a teplotu na dně okolo 2 milionů Kelvinů, proto je tvořena plazmatem. Od oblasti zářivé rovnováhy ji odděluje tenká . Ve Slunci zabírá přibližně 30 % vnitřního prostoru. (cs) A convection zone, convective zone or convective region of a star is a layer which is unstable due to convection. Energy is primarily or partially transported by convection in such a region. In a radiation zone, energy is transported by radiation and conduction. Stellar convection consists of mass movement of plasma within the star which usually forms a circular convection current with the heated plasma ascending and the cooled plasma descending. (en) La zona convectiva de una estrella es el rango de radios en los que la energía es transportada principalmente por medio de convección. En contraste, en la zona radiativa, la energía se transporta por radiación. La convección estelar consiste de movimiento de masa de plasma dentro de la estrella, el cual usualmente forma patrones de corriente circulares en donde el plasma caliente asciende y el plasma frío desciende. La zona convectiva se encuentra a una temperatura de alrededor de 2×10⁶ K. La zona convectiva y la zona radiativa están divididas por la estrecha zona llamada tacoclina. (es) La zone de convection, ou zone convective, est une couche dans une étoile qui est thermodynamiquement instable. L'énergie est principalement ou partiellement transportée par convection des parcelles à l'intérieur de cette région, contrairement à la zone de rayonnement où l'énergie est transportée par le rayonnement émis et par la conduction. Il s'agit donc d'un mouvement de masse du plasma à l'intérieur de l'étoile, qui forme habituellement un courant de convection circulaire, avec le plasma chauffé ascendant et le plasma refroidi descendant. (fr) La zona convettiva è uno strato interno del Sole e delle stelle, in cui l'energia termica, attraverso i moti convettivi, viene portata negli strati più esterni del corpo celeste, ossia in superficie. I moti convettivi stellari consistono in movimenti del plasma all'interno della stella, che di solito formano correnti circolari di convezione che riscalda il plasma in discesa, il quale, dopo essere risalito, cede energia all'esterno, raffreddandosi, raddensandosi e riprecipitando verso l'interno. Nel Sole, la zona convettiva occupa il 30% del raggio, e si trova nella parte esterna, a contatto con la superficie. Una volta che il gas incandescente è giunto alla fotosfera, emette fotoni nello spazio. (it) 対流層（たいりゅうそう、Convection zone）は、恒星の中でエネルギーが主に対流によって運ばれている領域である。放射層では、エネルギーは放射によって運ばれる。恒星の対流はプラズマの運動であり、温められたプラズマが上昇し、冷えたプラズマが下降するという円対流を形成する。恒星中では、対流は温度勾配が急な（例えば、恒星の中心からの距離によって温度が急激に変化する）時に起きる。全ての恒星は中心が最も熱く、光球が最も冷たい。そこで恒星のどの部分でも、わずかに上昇したガスの一団は周りよりも熱くなる。周囲の冷たい領域との熱交換が十分速く行われれば、すぐに冷え、それ以上上昇しなくなる。しかし、温度勾配が十分に急であれば、冷える速度よりも浮力が勝るため、温められたガスの一団はそのまま上昇を続ける。恒星の中でこのような過程が起こる領域が対流層と呼ばれる。 太陽のような低質量の主系列星では、対流層は外側の約30%を占めている。温められたガスが表面まで出てくると、冷やされて再び恒星内部に戻る。温かいガスは冷たいガスよりも多くの放射を放出し、ガスの対流は恒星の粒状斑を形成する。このような恒星では、対流層は放射層を取り巻いている。 赤色矮星のような低質量の主系列星や赤色巨星のような主系列後の星は、放射層を持たず全てが対流層である。 (ja) 대류층(對流層)은 핵심부에서 특정 반경 영역으로 대류가 발생하는 곳이다. 태양 대류는 별 내부에 플라즈마의 질량 움직임으로 구성되는데 그것은 대개 가열된 플라즈마 상승과 냉각된 플라즈마 하강의 원형 대류 전류를 형성한다. 대류전류의 좋은 예는 이다. 태양에 대해 대류층은 내부 중의 외부(대략) 30%내에 위치한다. 뜨거운 기체가 광구까지 대류하면 그것은 광자를 우주공간으로 방출하고 냉각되며 다시 별 속으로 정착한다. 이 대류의 흐름은 태양의 쌀알 조직의 근원이며 나가는 에너지는 별이 우주공간에 방출하는 가시광선과 다른 전자기 복사이다. 최저의 온도를 지닌 별들 예를 들면 적색 왜성은 전체적으로 완전히 대류적이다. 중간 크기의 별 예를 들면 태양은 표면 근처에서 대류하고 핵심부는 복사 평형에 있다. 그리하여 핵심부와 핵융합의 부산물(ash)의 혼합이 없다. 태양 질량의 1.1배 이상의 별들은 그들의 핵심부에서 다른 핵 과정을 사용하는데 CNO 순환 과정이라 불린다. 이 과정은 온도에 민감하며 핵심부는 연료와 부산물을 균일하게 혼합하는 대류층을 형성한다. 이들 별들의 핵심 대류층은 열적 평형 상태이며 혼합이 거의 없는 복사층 위에 놓여 있다. (ko) 對流層是在恆星內部以對流為傳輸能量主要方式的半徑區域。在輻射層，能量經由輻射傳遞。恆星的對流包括內部電漿的質量移動，通常是形成熱電漿上升，冷電漿下沉的迴路。 在史瓦西準則下，恆星內部的不穩定條件會產生對流。一個氣體包裹略微上升就會發現自己處在一個壓力比原本低的環境中，結果是，氣體包裹將會膨脹和冷卻。如果上升的氣體冷却到比新環境周圍的溫度更低，由於它密度比周圍的環境高，在缺乏浮力的情況下，將導致它下沉回到它原來的地方。然而，如果溫度梯度的漸變足夠陡峭（也就是說溫度變化相對於恆星中心的距離是迅速的），或是這種氣體有很高的熱容量（即它的溫度變化相較於體積的擴張是緩慢的），於是上升中的氣體包裹依然比周圍的新環境溫暖和密度較低，它的浮力會導致它繼續上升。發生這種情況的區域，就是恆星的對流層。 質量大於太陽1.3倍的恆星，在核心進行的氫融合成氦的反應是以CNO循環取代了質子-質子鏈反應。CNO循環對溫度相當敏感，所以核心的溫度非常高，但是溫度下降的也很快。因此，核心區域會形成氫燃料與氦產物均勻混合的對流層。這些恆星核心的對流層疊加在熱平衡，但只有少量或沒有混和的輻射層之上。 (zh) |
| rdfs:label | منطقة الحمل الحراري (ar) Zona de convecció (ca) Konvektivní zóna (cs) Convection zone (en) Zona convectiva (es) Zona konveksi (in) Zone de convection (fr) Zona convettiva (it) 対流層 (ja) 대류층 (ko) Strefa konwektywna (pl) Zona de convecção (pt) Конвективная зона (ru) 對流層 (恆星) (zh) Конвективна зона (uk) |
| rdfs:seeAlso | dbr:Radiation_zone |
| owl:sameAs | freebase:Convection zone yago-res:Convection zone wikidata:Convection zone dbpedia-ar:Convection zone dbpedia-be:Convection zone dbpedia-ca:Convection zone dbpedia-cs:Convection zone dbpedia-es:Convection zone dbpedia-fa:Convection zone dbpedia-fr:Convection zone dbpedia-id:Convection zone dbpedia-it:Convection zone dbpedia-ja:Convection zone dbpedia-kk:Convection zone dbpedia-ko:Convection zone dbpedia-mk:Convection zone dbpedia-no:Convection zone dbpedia-pl:Convection zone dbpedia-pt:Convection zone dbpedia-ro:Convection zone dbpedia-ru:Convection zone dbpedia-sk:Convection zone dbpedia-sr:Convection zone dbpedia-th:Convection zone dbpedia-tr:Convection zone dbpedia-uk:Convection zone http://uz.dbpedia.org/resource/Konveksiya_zonasi dbpedia-vi:Convection zone dbpedia-zh:Convection zone https://global.dbpedia.org/id/K2jJ |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Convection_zone?oldid=1091153119&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/Structure_of_Stars_(artist’s_impression).jpg |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Convection_zone |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Convective_zone |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Capella dbr:Procyon dbr:Proxima_Centauri dbr:Convective_zone dbr:Betelgeuse dbr:Delta_Pavonis dbr:Alfvén_wave dbr:Vega dbr:Deuterium_fusion dbr:Index_of_physics_articles_(C) dbr:11_Puppis dbr:14_Ceti dbr:Photosphere dbr:Radiation_zone dbr:Epsilon_Eridani dbr:Epsilon_Geminorum dbr:Future_of_Earth dbr:Gamma_Serpentis dbr:Gliese_754 dbr:Glossary_of_astronomy dbr:Convective_overshoot dbr:Theta_Pavonis dbr:Tachocline dbr:Luyten's_Star dbr:Lynx_(constellation) dbr:Main_sequence dbr:Sirius dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Yvonne_Elsworth dbr:Stellar_atmosphere dbr:Magnetic_Prandtl_number dbr:Magnetogram dbr:Spite_plateau dbr:Dredge-up dbr:55_Cancri dbr:AD_Leonis dbr:Aldebaran dbr:Alpha_Pavonis dbr:Altair dbr:EQ_Tauri dbr:Stellar_core dbr:Red_giant dbr:HD_44120 dbr:Hayashi_track dbr:Stellar_nucleosynthesis dbr:Astronomy dbr:Lambda_Velorum dbr:Black_body dbr:Blazhko_effect dbr:Sun dbr:Eddington_luminosity dbr:Red_dwarf dbr:B-type_main-sequence_star dbr:Solar_and_Heliospheric_Observatory dbr:Solar_cycle dbr:Solar_dynamo dbr:R136a1 dbr:Wolf_359 dbr:Stellar_magnetic_field dbr:Roche_lobe dbr:Outline_of_astronomy dbr:Stellar_structure |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Convection_zone |
