Wychodząc z tego, że najbardziej długofalowa część promieniowania, wypromieniowywana jest przez zewnętrzną, najbardziej rozproszoną i najzimniejszą warstwę konwektywnej strefy, a najmniej krótkofalowa część – miękkie rentgenowskie promieniowanie generowane jest od dna konwektywnej strefy, tj. od powierzchni neutronowego jądra, Prof. Bazijew przeprowadził następujący myślowy eksperyment: podzielił spektrum promieniowania słonecznego na 70 zakresów i na tyle samo pasów podzielił konwektywną strefę Słońca, tak, żeby każdemu pasowi przypisać swój, jeden zakres promieniowania.
Przy czym, nie zważając na nadzwyczajnie intensywną konwekcję plazmy, wszystkie jej termodynamiczne parametry pozostają porównywalnie stałymi dla każdego pasa, ponieważ zależą od głębokości H.
Każdy z 70-ciu pasów konwektywnej strefy charakteryzuje się przede wszystkim geometrycznie: głębokością położenia, grubością słoja, i zajmowaną objętością.
Numeracja warstw: od powierzchni konwektywnej strefy do jej dna, a więc, łatwo domyśleć się, że 70-ty numer otrzymała plazmowa część jądra.
To była naprawdę mozolna praca. Metodą kolejnych przybliżeń, trzeba było zgrać ze sobą wiele danych geometrycznych, ilościowych, termodynamicznych i mechanicznych, żeby otrzymać współczynnik podziału 70-tej warstwy plazmy, czyli tej przylegającej do jądra.
Jednym z głównych kryteriów kontroli za prawidłowością tego podziału była zgodność wielkości termodynamicznych wszystkich warstw.
Konieczność uzgodnienia ze sobą gęstości i prędkości wirowania miały tutaj największy wpływ na uzyskanie wartości przybliżonej tego współczynnika, ale ostateczne uzgodnienie tej wielkości, czyli finalne kryterium podziału tej warstwy uzyskano dopiero na ostatnim etapie obliczeń – gdy sumę wielkości termodynamicznych, charakteryzujących procesy zachodzące w Słońcu i na jego powierzchni należało uzgodnić z takimi wielkościami, które są doskonale zmierzone, gdyż pomiary te dokonuje się w na Ziemi.
Ta żmudna robota dała nam informację o tym, że oprócz 71 warstw, w konwektywnej strefie należy wyróżnić jeszcze jedną, zewnętrzną półwarstwę. W rezultacie uzyskaliśmy geometryczne charakterystyki wszystkich warst konwektywnej strefy słońca, zawierające takie dane: objętość warstwy, promień warstwy, grubość warstwy i jej głębokość.
Przeprowadzono dziesiątki obliczeń, zanim nie osiągnięto pełnej zbieżności danych. W tym miejscu pozwolę sobie zasygnalizować jakie parametry obliczano dla każdej warstwy:
- masa;
- gęstość plazmy;
- ciśnienie plazmy;
- temparatura plazmy (T);
- odległości między oscylatorami;
- częstotliwość promieniowania w procesie jego generowania;
- gęstość objętościowa oscylatorów;
- masa oscylatorów;
- ilość generatorów w warstwie;
- ilość generowanych neutrino;
- moc promieniowania w moment jego generowania;
- ubytek masy w ciągu sekundy;
- ubytek neutronów w ciągu sekundy;
- ilość wyzwolonych swobodnych elektronów w ciągu sekundy;
- współczynnik multiplikacji generatorów;
- lepkość plazmy.
Pierwszym krokiem było poszukiwanie obiektywnych kryterii, dla ustalenia superczęstotliwościowych parametrów. Najbardziej obiektywnym wśród nich okazał się krok elektrino, dokładnie zmierzony we wszystkich zakresach spektrum promieniowania.
Cenność tego parametru w tym, że on jest równy odległości między oscylatorami, czyli dla plazmy Słońca mamy spełnioną zależność a = lambda (długość fali promieniowania).
Osobliwie ważnymi kryteriami w analizie konwektywnej strefy Słońca są również Stała Słoneczna i jej pochodna – pełna moc promieniowania Słońca.
W rzeczywistości, generowanie światła w konwektywnych strefach gwiazd jest minimalne i można je nazwać towarzyszącym podstawowemu zadaniu – generowaniu strumienia neutrino i elektronów w rezultacie procesu PFWR.
Udział energii świetlnej w całym spektrum promieniownia jest szczątkowy i potrzebne jest przeprowadzenie specjalnych eksperymentów dla jego w miarę dokładnego wyznaczenia.
Inne tematy w dziale Technologie
