Zona de radiação
Interior de estrelas similares ao Sol.
Entre 0,25 e 0,7 raio solar de distância do centro do Sol, o material
solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência de
calor do centro para fora via
radiação térmica.
[49]Convecção térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de
7 000 000 K para
2 000 000 K), o
gradiente de temperatura é menor do que o
gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção.
[41] Calor é transmitido por
radiação —
íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons.
[49] A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm
³ para 0,2 g/cm
³) do interior para o exterior da zona de radiação.
[49][56]
Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de
tacoclina.
Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação
uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção
resulta em grande
tensão de cisalhamento — uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras.
[57]
A moção do fluido na zona de convecção gradualmente desaparece do topo
do tacoclina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas
características calmas da zona de radiação. Acredita-se que um
dínamo magnético dentro desta camada gera o
campo magnético solar.
[41]
Ver artigo principal: Zona de radiação
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