Вътрешно производство на топлина и енергия на слънцето

Тъй като човек знае масата на слънцето, както и неговия диаметър, ускорението поради гравитацията върху повърхността на слънцето може да бъде изчислено много лесно: то е приблизително 27 g. Така силата на гравитацията върху повърхността на слънцето е 27 пъти по-висока от силата на гравитацията върху повърхността на земята.
Теглото на най-външните слоеве на слънцето тежи върху слоевете отдолу и притиска тези слоеве с нарастваща дълбочина. Следователно, налягането и плътността в слънчевия материал се увеличават бързо с увеличаване на дълбочината, при което преобладаващото там налягане на всяко място в слънцето винаги е толкова голямо, че налягането носи натоварването на всички слоеве отгоре.

Налягането достига най-високата си стойност в центъра на слънцето: 200 милиарда бара. Плътността на слънчевата плазма тук е 156 грама на кубичен сантиметър, тя е осем пъти по-плътна от златото.

Слънцето се състои от 98% от химичните елементи водород и хелий. На земята ние познаваме тези елементи като газове. Когато газът се компресира, температурата му се повишава. С повишаването на температурата газовите атоми се сблъскват все повече и при това губят електрони. Газът се йонизира, което го прави електропроводим и непрозрачен. В това състояние се нарича „плазма“. Плазмата е четвъртото физическо състояние на материята.

При нормално налягане газовете са почти напълно йонизирани при температура 15000 ° К и по този начин са плазма. На слънце обаче температурите и наляганията са много по-високи.В една плазма важат законите на термодинамиката. Следователно е много горещо в силно компресирана плазма. В центъра на слънцето налягането е 200 милиарда бара и поради това налягане температурата там е около 15 милиона градуса.
Високите температури в слънцето са причината слънчевата повърхност да е толкова гореща, че да свети ярко. Ето защо слънцето е звезда.

Всички звезди блестят, тъй като налягането и по този начин температурата в техните ядра са толкова високи, че повърхността на въпросната звезда свети ярко и блести около нея. Колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-високо е налягането в ядрото й и толкова по-високи са температурите.

Поради високата температура в ядрото на слънцето има много интензивно и високоенергийно лъчение. Тази радиация е толкова интензивна, че упражнява натиск върху околната материя. Това радиационно налягане, заедно с изключително плътния и следователно много твърд материал от слънчевата сърцевина, носи слоевете на слънцето, които тежат върху слънчевата сърцевина. В резултат на това радиационното налягане предотвратява слоевете на слънцето, които лежат върху ядрото на слънцето, постепенно да компресират ядрото на слънцето до все по-малък обем.

От ядрото на слънцето, което е много милиони градуса горещо, обаче лъчистата енергия непрекъснато достига до обкръжаващата слънчева зона. Тази енергия се движи много бавно през радиационната зона и накрая достига зоната на конвекция. Чрез зоната на конвекция тази енергия се издига до повърхността на слънцето и се излъчва там: По този начин слънцето постоянно губи енергия от 380 трилиона киловата.

Слънцето трябва да компенсира тази загуба на енергия. Ако не направи това, слънчевото ядро постепенно ще се охлади в резултат на загубата на енергия. Това би довело до спадане на радиационното налягане в ядрото на слънцето и ядрото на слънцето след това ще бъде бавно и допълнително компресирано от слоевете слънце, които тежат върху него. Това би довело до повишаване на температурата в слънчевата сърцевина, но освободената енергия в крайна сметка ще изтече към повърхността на слънцето и ще бъде излъчена там. В края на процеса материалът на слънчевото ядро ще бъде толкова компресиран, че вече не може да бъде компресиран. От този момент нататък ядрото на слънцето ще продължи да се охлажда, слънцето ще грее все по-слабо и в крайна сметка ще трябва да изгасне.
Но слънцето компенсира постоянните си загуби на енергия, тъй като в изключително плътния материал на слънчевото ядро, поради високите му температури, протичат реакции на ядрен синтез, които отделят толкова много енергия, че тази енергия замества енергията, изтичаща от сърцевината на повърхността.

Нито в зоната на ядрото на слънцето, нито в прилежащата радиационна зона не се извършва обмен на материал, тъй като материята е стабилно разслоена там във всяка точка поради преобладаващото налягане и плътност там. Само при прехода към зоната на конвекция, на около 230 000 км под повърхността на слънцето, налягането и плътността на материята в слънчевия материал са достатъчно ниски, за да могат там да се установят конвекционни течения. На тази дълбочина има енергиен поток от около 100 MW/m² към повърхността на слънцето.

При прехода към зоната на конвекция, горещата, плътна плазма успява леко да се разшири поради по-ниското налягане на околната среда в сравнение с радиационната зона. Това го прави по-лек и се издига като конвекционна клетка през малко по-хладната и следователно по-плътна плазма на конвекционната зона над нея. Накрая горещата плазма достига до фотосферата, където излъчва енергия, охлажда я, става по-плътна и по-тежка в резултат на охлаждането и накрая потъва обратно в дълбините на конвекционната зона, където отново се загрява в контакт с по-гореща плазма и се издига отново. Това създава вечен цикъл.

Количеството слънчева плазма, течаща в конвекционна клетка, е огромно и течащата плазма носи огромни количества енергия. Едновременно се издигат десетки хиляди конвективни клетки, всяка от които може да покрие обем от няколкостотин милиона кубически километра, а плазмата тече тук със скорости до няколко 100 m/s. Тъй като течащата плазма се състои от електрически заредени частици, всеки поток в плазмата представлява огромен електрически ток, който причинява огромни и много енергийни магнитни полета, чиито полеви линии са вградени в заобикалящата плазма. Тъй като електрическата проводимост на слънчевата плазма съответства на тази на металната мед, линиите на магнитното поле не могат да се движат свободно през плазмата, в която са вградени, но трябва да се движат с плазмата. Следователно течащата плазма формира структурата и разпределението на вградените в нея линии на магнитното поле. Тук магнитното поле в плазмата се компресира и усилва динамично в някои зони, а в други зони се разкъсва и отслабва. Когато плазмата достигне повърхността на слънцето, вградените в нея полеви линии на магнитните полета могат да избягат в космоса.