복사층 문서 원본 보기

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'''복사층'''(輻射層, radiation zone)은 항성 내부에서 생성되어 바깥으로 이동하는 에너지가 [[대류]]보다는 [[복사 (물리학)|복사]]에 의해 전달되는 층이다.<ref name=ryan_norton2010/> 복사층을 통과하는 에너지는 [[전자기 복사]]=[[광자]]의 형태를 하고 있다. [[태양]]의 경우 복사층은 태양반경의 0.2 ~ 0.71 부분, 태양핵과 [[대류층]] 사이에 존재한다.<ref name=ryan_norton2010>Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010), [http://books.google.com/books?id=V8rBIudlniAC&pg=PA19 ''Stellar Evolution and Nucleosynthesis''], Cambridge University Press, p. 19, {{ISBN|0-521-19609-4}}</ref>

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 [[감마선]]이 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.<ref name=elkins_tanton2006>Elkins-Tanton, Linda T. (2006), [http://books.google.com/books?id=Kx6q_fyqIKYC&pg=PA24 ''The Sun, Mercury, and Venus''], Infobase Publishing, p. 24, {{ISBN|0-8160-5193-3}}</ref>

복사층에서 온도 기울기—반경 <math>r</math>에 대한 온도 변화 <math>T</math>의 함수는 다음과 같이 주어진다.

: <math>\frac{\text{d}T(r)}{\text{d}r}\ =\ -\frac{3 \kappa(r) \rho(r) L(r)}{(4 \pi r^2)(16 \sigma) T^3(r)}</math>

이때 <math>\kappa(r)</math>는 [[불투명도]], <math>\rho(r)</math>은 물질 밀도, <math>L(r)</math>은 광도, <math>\sigma</math>는 [[슈테판-볼츠만 상수]]이다.<ref name=ryan_norton2010/>

== 각주 ==
<references/>

{{태양}}
{{항성}}

[[분류:태양]]