Sursa de căldură și generarea de energie de la soare
Din moment ce se cunoaște masa soarelui, precum și diametrul acestuia, accelerația datorată gravitației de pe suprafața soarelui poate fi calculată foarte ușor: este de aproximativ 27 g. Forța gravitațională de pe suprafața soarelui este astfel de 27 de ori mai mare decât forța gravitațională de pe suprafața pământului.
Greutatea straturilor exterioare ale soarelui se sprijină pe straturile de mai jos și comprimă aceste straturi cu o adâncime crescândă. Prin urmare, presiunea și densitatea materialului solar cresc rapid odată cu creșterea adâncimii, prin care presiunea care prevalează în fiecare locație din soare este întotdeauna atât de mare încât presiunea suportă sarcina tuturor straturilor de deasupra.
Presiunea atinge cea mai mare valoare în centrul soarelui: 200 miliarde bari. Densitatea plasmei solare aici este de 156 grame pe centimetru cub, este de opt ori mai densă decât aurul.
Soarele este format din 98% din elementele chimice hidrogen și heliu. Pe pământ cunoaștem aceste elemente ca gaze. Când gazul este comprimat, temperatura acestuia crește. Pe măsură ce temperatura crește, atomii de gaz se ciocnesc din ce în ce mai mult și pierd electroni în acest proces. Gazul este ionizat, făcându-l conductor electric și opac. În această stare se numește „plasmă”. Plasma este a patra stare fizică a materiei.
La presiune normală, gazele sunt aproape complet ionizate la o temperatură de 15000 ° K și sunt astfel o plasmă. La soare, totuși, temperaturile și presiunile sunt mult mai mari. Într-o plasmă, se aplică legile termodinamicii. Prin urmare, este foarte cald într-o plasmă foarte comprimată. În centrul soarelui presiunea este de 200 miliarde de bari, iar datorită acestei presiuni temperatura este de aproximativ 15 milioane de grade.
Temperaturile ridicate din interiorul soarelui sunt motivul pentru care suprafața soarelui este atât de fierbinte încât luminează puternic. De aceea soarele este o stea.
Toate stelele strălucesc, deoarece presiunea și, prin urmare, temperatura din nucleele lor sunt atât de mari încât suprafața stelei în cauză strălucește puternic și strălucește în jurul ei. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât este mai mare presiunea din miezul ei și cu atât sunt mai mari temperaturile.
Datorită temperaturii ridicate din miezul soarelui, există radiații foarte intense și cu energie ridicată. Această radiație este atât de intensă încât exercită presiune asupra materiei înconjurătoare. Această presiune a radiației, împreună cu materialul extrem de dens și, prin urmare, foarte solid al miezului solar, transportă straturile soarelui care cântăresc asupra miezului solar. Ca rezultat, presiunea radiației împiedică straturile soarelui care se îndreaptă spre miezul soarelui să comprime treptat miezul soarelui la un volum tot mai mic.
Cu toate acestea, din miezul soarelui, care este fierbinte de multe milioane de grade, energia radiantă ajunge în permanență în zona de radiație a soarelui. Această energie călătorește foarte lent prin zona de radiație și ajunge în cele din urmă la zona de convecție. Prin zona de convecție, această energie se ridică la suprafața soarelui și este radiată acolo: în acest fel, soarele pierde constant o energie de 380 de trilioane de kilowați.
Soarele trebuie să compenseze această pierdere de energie. Dacă nu ar face acest lucru, miezul soarelui se va răci treptat din cauza pierderii de energie. Acest lucru ar face ca presiunea radiației din miezul soarelui să scadă, iar miezul soarelui să fie apoi lent și mai mult comprimat de straturile soarelui care cântăresc pe el. Acest lucru ar face ca temperatura din miezul soarelui să crească din nou, dar energia eliberată va curge în final și la suprafața soarelui și va radia acolo. La sfârșitul procesului, materialul miezului solar ar fi atât de comprimat încât nu mai poate fi comprimat. Din acest moment, miezul soarelui va deveni constant mai răcoros, soarele ar străluci din ce în ce mai slab și va trebui în cele din urmă să iasă.
Dar soarele compensează pierderea constantă de energie, deoarece în materialul extrem de dens al miezului solar, datorită temperaturilor sale ridicate, au loc reacții de fuziune nucleară, care eliberează atât de multă energie încât această energie înlocuiește energia care curge din miez spre suprafață.
Nici în zona centrală a soarelui, nici în zona de radiație care se află deasupra nu are loc un schimb de material, deoarece materia este stratificată stabil în fiecare punct din cauza presiunii și densității predominante acolo. Doar la tranziția către zona de convecție, la aproximativ 230.000 km sub suprafața soarelui, presiunea și densitatea materiei din materialul solar sunt suficient de scăzute încât curenții de convecție să poată sta acolo. La această adâncime există un flux de energie de aproximativ 100 MW/m² către suprafața soarelui.
La trecerea la zona de convecție, plasma fierbinte și densă reușește să se extindă ușor din cauza presiunii ambientale mai scăzute în comparație cu zona de radiație. Acest lucru îl face mai ușor și crește ca o celulă de convecție prin plasma ușor mai rece și, prin urmare, mai densă a zonei de convecție de deasupra acesteia. În cele din urmă, plasma fierbinte ajunge la fotosferă, unde radiază energie, o răcește, devine mai densă și mai grea ca urmare a răcirii și, în cele din urmă, se scufundă în adâncurile zonei de convecție, unde se încălzește din nou în contact cu plasma mai fierbinte și se ridică din nou. Aceasta creează un ciclu etern.
Cantitatea de plasmă solară care curge într-o celulă de convecție este enormă, iar plasma care curge transportă cantități mari de energie. Zeci de mii de celule de convecție se ridică în același timp, fiecare dintre ele putând acoperi un volum de câteva sute de milioane de kilometri cubi, iar plasma curge aici la viteze de până la câțiva 100 m/s. Deoarece plasma care curge este formată din particule încărcate electric, fiecare flux din plasmă reprezintă un curent electric enorm.Acest curent electric provoacă câmpuri magnetice imense și foarte mari ale căror linii de câmp sunt încorporate în plasma din jur. Deoarece conductivitatea electrică a plasmei solare corespunde cu cea a cuprului metalic, liniile câmpului magnetic nu se pot mișca liber prin plasma în care sunt încorporate, ci trebuie să se deplaseze cu plasma. Prin urmare, plasma care curge formează structura și distribuția liniilor de câmp magnetic încorporate în ea. Aici, câmpul magnetic din plasmă este comprimat și întărit dinamic în unele zone și separat și slăbit în alte zone. Când plasma ajunge la suprafața soarelui, liniile de câmp ale câmpurilor magnetice încorporate în el pot scăpa în spațiu.