Строение типичной звезды. Источники энергии звезд

Министерство образования и науки Российской Федерации

ФГБОУ ВПО «Тверской государственный технический университет»

  Институт заочного  и дополнительного профессионального  образования

Кафедра социологии и социальных технологий

 

 

КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА

 

ПРЕДМЕТ: КОНЦЕПЦИИ СОВРЕМЕННОГО ЕСТЕСТВОЗНАНИЯ

 

ТЕМА: СТРОЕНИЕ ТИПИЧНОЙ ЗВЕЗДЫ. ИСТОЧНИКИ ЭНЕРГИИ ЗВЁЗД.

 

Выполнил:

Кураев А.В.

студент I курса группы УП 139

                                                                                          Проверил:

__________________________________________

 

 

 

 

 

Тверь 2015

 

СОДЕРЖАНИЕ

 

Введение……………………………………………………………………….3

1. Самая типичная звезда…………………....................................................3
1. Физические параметры Солнца……………………………………….3
2. Внутреннее строение Солнца…………………………………………6
3. Солнечная атмосфера…………………………………………………7

2.  Источники энергии звёзд…………………..……………………………..9

Заключение……………………………...…………………………………...12

Список использованных источников...…………………………………….14

 

 

Введение

Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных - срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

У звезд нижней части главной последовательности (красные карлики) термоядерные реакции протекают в центральной части ядра. Перенос энергии к поверхности звезды осуществляется конвекцией. В ярких звездах верхней части главной последовательности перенос энергии от конвективного ядра осуществляется излучением. Красные гиганты имеют центральное небольшое ядро из гелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено узкой зоной, в которой происходят ядерные реакции. Далее идет широкий слой, где энергия передается конвекцией. В отличие от красных гигантов, белые карлики однородны и состоят из вырожденного газа.

 

1. Самая типичная звезда.

1.1. Физические параметры Солнца.

Благодаря своей близости к Земле Солнце, естественно, является наиболее изученной звездой. По всем параметрам Солнце – самая обычная, рядовая звезда. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она расположена в середине главной последовательности, среди множества ей подобных. Рассмотрим ее как представителя самого распространенного класса.

Солнце относится к спектральному классу G2, желтый карлик. Температура на поверхности Солнца приблизительно равна 6000ºС; температура в центре – около 14*106ºС. Масса – 2*1030 кг, средняя плотность – 1410 кг/м3(в центре ~ 105 кг/м3). Основные составляющие Солнца, как, впрочем, и других звезд, – водород (70%) и гелий (29%). Ускорение свободного падения на поверхности – 274 метра в секунду (иными словами, сила тяжести в 28 раз больше, чем на Земле). Так как Солнце – плазменный шар, его слои вращаются вокруг оси неравномерно – у экватора быстрее, чем у полюсов.

Солнце — рядовая звезда нашей Галактики, горячий шар из плазмы. Его когда-то считали твердым шаром и даже пригодным для жизни. Радиус Солнца 6966000 км, масса 1,99 • 1030 кг, средняя плотность 1,41 кг/м3. Диаметр Солнца 1,39 миллионов километров – в сто раз больше земного. Его возраст оценивается в 4,6 млрд. лет, как и у всех тел Солнечной системы. Для Земли Солнце — ближайшая звезда, источник жизни. Среднее расстояние от Земли до Солнца 149,6 млн. км или 1 а. е. Земля вращается, как и другие планеты, по эллиптической орбите, ее расстояние зимой меньше на 2,5 млн. км, а в июле — на столько же больше. Мощность, излучаемая Солнцем, составляет 3,86 • 1040 Дж/с, или 3,86 • 1020 МВт, из которой до Земли доходит только одна двухмиллиардная часть. Эффективная температура поверхности Солнца равна 5806 К, оно относится к спектральному классу желтых карликов. 
 Современная структура Солнца возникла в результате эволюции (рис. 9.1, а, б). Наблюдаемые слои Солнца называют его атмосферой. Фотосфера — самая глубокая ее часть, и чем глубже, тем слои горячее. В тонком (порядка 700 км) слое фотосферы возникает наблюдаемое излучение Солнца. Во внешних, более холодных слоях фотосферы свет частично поглощается — на фоне непрерывного спектра образуются темные фраунгоферовы линии. В телескоп можно наблюдать зернистость фотосферы. Маленькие светлые пятнышки — гранулы (размером до 900 км) — окружены темными промежутками. Эта происходящая во внутренних областях конвекция вызывает движения в фотосфере — в гранулах горячий газ вырывается наружу, а между ними — опускается. Эти движения распространяются и в более высокие слои атмосферы Солнца — хромосферу и корону. Поэтому они горячее, чем верхняя часть фотосферы (4500 К). Хромосферу можно наблюдать во время затмений. Видны спикулы — язычки уплотненного газа. Изучение спектров хромосферы показывает ее неоднородность, перемешивание газа происходит интенсивно, и температура хромосферы достигает 10 000 К. Над хромосферой располагается самая разреженная часть солнечной атмосферы — корона, она все время колеблется с периодом 5 мин. Плотность и давление быстро нарастают внутрь, где газ сильно сжат. Давление превышает сотни миллиардов атмосфер (1016 Па), а плотность до 1,5 • 105 кг/м . Температура тоже сильно возрастает, достигая 15 млн.К. 
Магнитные поля играют на Солнце существенную роль, так как газ находится в состоянии плазмы. При росте напряженности поля во всех слоях его атмосферы возрастает солнечная активность, проявляющаяся во вспышках, которых в годы максимума бывает до 10 в сутки. Вспышки размером около 1000 км и продолжительностью порядка 10 мин обычно возникают в нейтральных областях между пятнами, имеющими противоположную полярность. Во время вспышки выделяется энергия, равная энергии взрыва 1 млн. мегатонных водородных бомб. Излучение в это время наблюдается и в радиодиапазоне, и в рентгеновском. Появляются энергичные частицы — протоны, электроны и другие ядра, составляющие солнечные космические лучи. 
 Солнечные пятна перемещаются по диску; заметив это, Галилей заключил, что оно вращается вокруг своей оси. Наблюдения за пятнами показали, что Солнце вращается слоями: около экватора период около 25 сут., а у полюсов — 33 сут. Число пятен на Солнце колеблется в течение 11 лет от наибольшего к наименьшему. За меру этой пятнообразующей деятельности принимают так называемые числа Вольфа: W= 10g+f, здесь g— число групп пятен, f — общее число пятен на диске. При отсутствии пятен W= 0, при одном пятне — W= 11. В среднем пятно живет почти месяц. Размеры пятен порядка сотен километров. Пятна обычно сопровождаются группой светлых полосок — факелов. Оказалось, что в области пятен наблюдаются сильные магнитные поля (до 4000 эрстед). Видимые на диске волокна названы протуберанцами. Это массы более плотного и холодного газа, поднимающиеся над хромосферой на сотни и даже тысячи километров. 
 В видимой области спектра Солнце абсолютно доминирует на Земле над всеми другими небесными светилами, его блеск в 1010 раз больше, чем у Сириуса. В других диапазонах спектра оно выглядит существенно скромнее. От Солнца исходит радиоизлучение, по мощности одинаковое с радиоисточником Кассиопея А; на небе всего 10 источников слабее его в 10 раз. Оно было замечено только в 1940 г. военными радиолокационными станциями. Анализ показывает, что коротковолновое радиоизлучение возникает вблизи фотосферы, а на метровых волнах генерируется в солнечной короне. Аналогичная картина по мощности излучения наблюдается и в рентгеновском диапазоне — лишь у шести источников оно слабее на порядок. Первые рентгеновские снимки Солнца были получены в 1948 г. с помощью аппаратуры, находящейся на высотной ракете. Установлено, что источники связаны с активными областями на Солнце и расположены на высотах 10—1000000 км над фотосферой, в них температура достигает 3 — 6 млн К. Рентгеновская вспышка обычно следует за оптической с запаздыванием в 2 мин. Рентгеновское излучение исходит от верхних слоев хромосферы и короны. Кроме того, Солнце излучает потоки частиц —корпускул. Солнечные корпускулярные потоки оказывают большое воздействие на верхние слои атмосферы нашей планеты. 
 Первый прибор для выяснения природы и строения звезд — полярископ, сконструированный Д. Араго после открытия хроматической поляризации света, появился в 1811 г. Араго обнаружил, что фотосфера Солнца состоит из нагретого до высокой температуры самосветящегося газа, о чем высказывал догадки еще Ломоносов. С этого времени ученые начали изучать и корону, которая была видна в периоды полных солнечных затмений. В 1860 г. английский астроном У.Хеггинс, сравнивая спектры Солнца, звезд и разных веществ, установил, что спектры Солнца и звезд идентичны. Через несколько лет итальянский ученый А.Секки, изучив спектры почти 4000 звезд, подтвердил этот вывод. Французский астроном П.Ж.Жансен, первым начавший изучать атмосферы планет, выяснил, что в состав Солнца входят многие элементы, которые встречаются на Земле. В 1869 г. английский астроном Дж.Н.Локьер обнаружил там неизвестный на Земле элемент, названный гелием. Он же установил существование 11-летнего цикла солнечной активности и предположил, что входящие в состав звезд элементы могут разлагаться под действием высоких температур. Локьер выделил этапы распада элементов, о каждом из которых можно судить по спектру, но позже установили, что изменение спектра определяется изменением температуры. В то же время Локьер и Жансен предложили (независимо друг от друга) новый метод наблюдения протуберанцев и хромосферы Солнца, позволяющий не дожидаться времени затмения.

 

1.2. Внутреннее строение Солнца.

Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей. Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.

 

1.3.Солнечная атмосфера.

Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой.

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.

2. Источники энергии звёзд

Потенциальную энергию сжатия Гельмгольц считал источником энергии звезды. Температура даже внешних слоев Солнца порядка 6000 К, т. е. вещество находится там в газообразном состоянии. Движение частиц газа — основа тепловой энергии звезды, гравитационное притяжение частиц — основа ее потенциальной энергии. Чтобы компенсировать потери энергии на излучение, достаточно, чтобы диаметр Солнца уменьшался на 75 м в год. Тогда светимость Солнца удваивалась бы каждые 10 млн лет, но этого не происходит. Эти расчеты и оценка роли гравитационного сжатия оказались не бесполезными в дальнейшем. 
 Термоядерными реакциями синтеза гелия из водорода объяснил энергию звезд английский астрофизик Эддингтон (1920), известный своими работами по теории гравитации и квантовой теории, обнаруживший экспериментально отклонение света звезды в поле тяготения Солнца (1919), предсказанное ОТО. В книге «Звезды и атомы» (1927) он показал, что масса ядра гелия не точно в четыре раза превышает массу ядра водорода, а несколько меньше. Если к незначительной разнице масс применить формулу Эйнштейна Е = тс2, то окажется, что этот дефект массы эквивалентен огромной энергии. Тогда выводы Эддингтона вызывали сомнения среди ученых. 
 Реакция синтеза ядер гелия из водорода возможна при условиях, реализуемых в центральной части Солнца, где температура составляет 10—13 млн К. Атомы теряют свои электронные оболочки, но этого недостаточно для преодоления силы кулоновского отталкивания между ядрами. Протон предохранен от взаимодействия с другим протоном потенциальным барьером в 2,24 • 10-14 Дж (140 кэВ). Тепловая энергия протона при Т 106 К составляет всего 1 кэВ, а суммарная энергия сталкивающихся протонов вдвое больше, т.е. барьер превышает в 100 раз среднюю энергию частиц. Необходимо сближение частиц на расстояние, меньшее 10-15 м. С точки зрения классической механики, этот барьер непреодолим, но в законах квантовой механики существует вероятность преодоления — так называемый туннельный эффект. Протон должен успеть столкнуться с другим протоном, преодолеть барьер, окружающий его ядро, превратиться в нейтрон, и произойдет рождение тяжелого водорода — дейтерия (рис. 9.2). Так начнется термоядерная реакция, являющаяся, по современным представлениям, источником энергии звезд. При условиях, типичных для недр звезд типа Солнца, возможны реакции двух типов. 
Протон-протонный цикл ядерных реакций разработал американский физик-теоретик Г. Бете (1939). Ядро тяжелого водорода — дейтерия, соединяясь сначала с протоном, образует ядро изотопа гелия. Последняя реакция этого цикла состоит в слиянии ядер легкого гелия и освобождении двух протонов. Этот цикл обеспечивает выход энергии 3,16-10-12 Дж (19,78 МэВ) и может идти при температурах порядка 13 млн К. Расчет показывает, что для обеспечения наблюдаемой светимости Солнца достаточно, чтобы выделение энергии происходило лишь в 0,1 части массы Солнца. На Солнце это самый эффективный цикл. 
 Азотно-углеродный цикл состоит из шести реакций. Этот цикл типичен для более тяжелых звезд, он требует температур порядка 20 млн К. Углерод играет в нем роль катализатора реакций, т. е. его количество остается неизменным. Реакции этого цикла тоже происходят на Солнце, но идут медленно. Два протона не образуют связанной системы (нет изотопа Не2). При столкновении один из протонов превращается в нейтрон с излучением позитрона и нейтрино. 
 Количество освобожденной энергии оценивалось по формуле Эйнштейна. Дефект массы для слияния четырех протонов и образования ядра атома гелия (а-частицы, состоящей из двух протонов и двух нейтронов) составляет 0,02863 а. е. Соответствующая ему энергия излучается, что дает энергию Е = 4,3 • 10-12 Дж. Поскольку Солнце излучает энергию L= 3,86-1026 Дж/с, то из отношения L/E, примерно равного 1038, можно заключить, что в недрах Солнца за 1 с образуется около 1038 ядер гелия. Но тогда должно образовываться вдвое больше нейтрино. 
 Обнаружение нейтрино подтвердило бы осуществимость таких реакций на Солнце. Оценки показывают, что длина пробега нейтрино порядка 1015 м. Это в сотни раз превышает размеры всей Солнечной системы, а на расстоянии 150 млн км от Земли до Солнца поток нейтрино должен бы составлять 65 млрд на 1 см2 в 1 с. 
 Для регистрации нейтрино предложено много методов, строятся специальные установки, но точных результатов по их обнаружению пока нет. То, что нейтрино не удавалось уловить, создало проблему «солнечного кризиса». Выход был найден в резком перемешивании солнечного вещества, которое происходит периодически. Дело в том, что центральные части Солнца должны вращаться быстрее, чем поверхностные. Поэтому в область, где происходят термоядерные реакции, втягиваются слои плазмы с повышенным содержанием изотопа Не3, что расширяет область реакции и замедляет ее ход. Накопление вращательного момента, вызывающего эти процессы, продолжается 10 млн лет. Потом происходит передача избытка его центральным областям звезды, и все повторяется. При перемешивании светимость уменьшается, поток нейтрино ослабевает. Возможно, с этим связаны причины оледенений на Земле. 
 Внутренние области Солнца, где должны происходить термоядерные реакции, изучал Эддингтон и строил их модели. Он считал, что звезды — это шары из плазмы, находящиеся в состоянии лучистого равновесия. Эддингтон определил «время жизни» Солнца, температуру его недр, вычислил предельные массы звезд, обеспечивающие их устойчивость (см. рис. 9.1, а).В 1924 г. он установил связь между массой и светимостью звезд, подсчитал, что силу тяготения должна уравновешивать направленная наружу сила, которая могла возникнуть благодаря стремлению газа расшириться под действием высокой температуры. Исходя из значений массы Солнца и его размеров Эддингтон получил значение температуры в центре газового шара 15 млн К. 
 Активная область, где идут термоядерные реакции, занимает центральную шаровую зону с радиусом 230 тыс. км. Ее окружает зона лучистого переноса энергии радиусом 280 тыс. км с  млн К, 
в которой не могут происходить термоядерные реакции: атомы здесь не полностью ионизованы, поглощение у-излучения переводит какие-то их электроны на более высокие орбиты, а возвращаются они уже в несколько ступеней, т.е. испускаются кванты меньших энергий. Зону лучистого переноса окружает зона конвекции, в которой энергия переносится к поверхности путем конвекционного движения солнечной плазмы. Скорости конвекционных движений невелики, порядка 100 — 500 м/с, но эти «под-фотосферные» слои порождают солнечную активность. 
 Теория зоны конвекции описывает не только состояние вещества, но и строение звезд на ранних этапах их эволюции (до выхода на Главную последовательность), и строение ядер массивных звезд. В зоне конвекции дробление квантов резко ослабевает, и лишь малая часть энергии уходит в инфракрасной и радиочастотной областях спектра. Конвекционная зона — источник энергии, обеспечивающий нагревание солнечной короны и хромосферы. КПД переноса энергии в солнечную корону всего 0,01. Газ короны непрерывно истекает в межпланетное пространство, где дует сильный солнечный ветер, сметающий микрометеорные частицы и испаряющиеся из атмосфер планет газы, формирует планетные хвосты. На расстоянии земной орбиты скорость солнечного ветра составляет около 400 км/с, а Солнце теряет 0,01 своей массы за 5 млрд лет (или 4,3 млн т за 1 с). 
 У голубых звезд и белых гигантов, и сверхгигантов радиус активной зоны составляет 0,2 радиуса звезды, конвекционная зона практически отсутствует, а весь остальной объем занимает зона лучистого переноса энергии. Красные гиганты имеют очень малое, радиусом до 0,001 радиуса звезды, изотермическое ядро, полностью состоящее из гелия, образовавшегося в прошлом из водорода. Поэтому термоядерные реакции идут уже не в ядре, а рядом с ним. Зона переноса излучения имеет небольшую относительную протяженность, а конвекционная зона занимает почти весь огромный объем этих звезд.