Hőforrás és energiatermelés a napból
Mivel az ember ismeri a nap tömegét és annak átmérőjét, a gravitáció által a napfelszínen mért gyorsulás nagyon könnyen kiszámítható: kb. 27 g. A gravitációs erő a nap felszínén így 27-szer nagyobb, mint a gravitációs erő a föld felszínén.
A nap legkülső rétegeinek súlya az alatta lévő rétegeken nyugszik, és növekvő mélységgel összenyomja ezeket a rétegeket. Ezért a napelemben lévő nyomás és sűrűség a mélység növekedésével gyorsan növekszik, így a nap minden pontján ott uralkodó nyomás mindig olyan nagy, hogy a nyomás viseli a felette lévő összes réteg terhelését.
A nyomás a nap közepén éri el a legmagasabb értéket: 200 milliárd bar. A napplazma sűrűsége itt 156 gramm/köbcentiméter, nyolcszor sűrűbb, mint az arany.
A nap a kémiai elemek, a hidrogén és a hélium 98% -át tartalmazza. A földön ezeket az elemeket gázként ismerjük. A gáz összenyomásakor annak hőmérséklete emelkedik. A hőmérséklet emelkedésével a gázatomok egyre jobban ütköznek és elektronokat veszítenek a folyamat során. A gáz ionizált, így elektromosan vezető és átlátszatlan. Ebben az állapotban "plazmának" nevezik. A plazma az anyag negyedik fizikai állapota.
Normál nyomáson a gázok majdnem teljesen ionizálódnak 15000 ° K hőmérsékleten, és így plazma. A napon azonban a hőmérséklet és a nyomás sokkal magasabb, egy plazmában a termodinamika törvényei érvényesek. Ezért erősen összenyomott plazmában nagyon forró. A nap közepén a nyomás 200 milliárd bar, és ennek a nyomásnak köszönhetően a hőmérséklet körülbelül 15 millió fok.
A napon belüli magas hőmérséklet okozza a nap felszínét annyira, hogy erősen izzik. Ezért a nap csillag.
Minden csillag ragyog, mert a magjukban lévő nyomás és így a hőmérséklet olyan magas, hogy a szóban forgó csillag felülete fényesen izzik és ragyog körülötte. Minél nagyobb a csillag tömege, annál nagyobb a nyomása a magjában és annál magasabb a hőmérséklet.
A napmag magas hőmérsékletének következtében nagyon intenzív és nagy energiájú sugárzás van. Ez a sugárzás olyan intenzív, hogy nyomást gyakorol a környező anyagra. Ez a sugárzási nyomás a napmag rendkívül sűrű és ezért nagyon szilárd anyagával együtt hordozza a nap azon rétegeit, amelyek a nap magjára nehezednek. Ily módon a sugárzási nyomás megakadályozza, hogy a napmagra ható naprétegek fokozatosan egyre kisebb térfogatúra tömörítsék a napmagot.
A sok millió fokkal forró napmagból azonban a sugárzó energia folyamatosan eljut a Nap körüli sugárzónájába. Ez az energia nagyon lassan halad át a sugárzónán, és végül eléri a konvekciós zónát. A konvekciós zónán keresztül ez az energia felemelkedik a nap felszínére, és ott kisugárzik: Ily módon a nap folyamatosan veszít 380 billió kilowatt energiát.
A napnak kompenzálnia kell ezt az energiaveszteséget. Ha ezt nem tette meg, a nap magja az energiaveszteség miatt fokozatosan lehűl. Ez a nap magjában csökken a sugárzás nyomása, és a nap magját lassan és tovább összenyomják a rá nehezedő naprétegek. Ez a napmagban a hőmérséklet ismét emelkedését okozná, de a felszabaduló energia végül a Nap felszínére is áramlik és ott sugárzik. A folyamat végén a napmag anyaga annyira összenyomódik, hogy már nem lehet összenyomni. Ettől kezdve a nap magja egyre hűvösebbé válik, a nap egyre gyengébben süt, és végül ki kell mennie.
De a nap kompenzálja állandó energiaveszteségét, mert a napmag rendkívül sűrű anyagában magas hőmérséklete miatt magfúziós reakciók zajlanak le, amelyek annyi energiát szabadítanak fel, hogy ez az energia helyettesíti a magból a felszínig áramló energiát.
Sem a nap magterületén, sem a felsõ sugárzónában nem történik anyagcsere, mert az anyag minden ponton stabilan rétegzett az ott uralkodó nyomás és sûrûség miatt. Csak a konvekciós zónába való átmenetnél, körülbelül 230 000 km-rel a nap felszíne alatt, a napanyagban lévő nyomás és az anyag sűrűsége elég alacsony ahhoz, hogy a konvekciós áramok ott beállhassanak. Ebben a mélységben körülbelül 100 MW/m² energiaáramlás folyik a nap felszínéhez.
A konvekciós zónába való átmenetkor a forró, sűrű plazma kissé tágulhat, mivel a sugárzónához képest alacsonyabb a környezeti nyomás. Ez könnyebbé teszi, és konvekciós cellaként emelkedik a fölötte lévő konvekciós zóna kissé hűvösebb, ezért sűrűbb plazmáján keresztül. Végül a forró plazma eléri a fotoszférát, ahol energiát sugároz, lehűti, a lehűlés hatására sűrűbbé és nehezebbé válik, és végül visszasüllyed a konvekciós zóna mélyére, ahol a forróbb plazmával érintkezve ismét felmelegszik, és újra felemelkedik. Ez örök körforgást hoz létre.
A konvekciós cellában áramló napplazma mennyisége óriási, és az áramló plazma hatalmas mennyiségű energiát hordoz. Több tízezer konvekciós sejt emelkedik egyszerre, amelyek mindegyike több száz millió köbkilométeres térfogatot képes lefedni, és a plazma itt akár 100 m/s sebességgel áramlik. Mivel az áramló plazma elektromosan töltött részecskékből áll, a plazmában minden áramlás óriási elektromos áramot képvisel, amely hatalmas és nagyon nagy energiájú mágneses mezőket okoz, amelyek mezővezetékei beágyazódnak a környező plazmába. Mivel a szolár plazma elektromos vezetőképessége megegyezik a fém rézével, a mágneses mező vonalak nem mozoghatnak szabadon azon a plazmán keresztül, amelybe be vannak ágyazva, hanem együtt kell mozogniuk a plazmával. Ezért az áramló plazma képezi a benne beágyazott mágneses mező vonalak szerkezetét és eloszlását. Itt a plazmában lévő mágneses mező egyes zónákban dinamikusan összenyomódik és megerősödik, más zónákban széthúzódik és gyengül. Amikor a plazma eléri a nap felszínét, a beléjük ágyazott mágneses mezők terepi vonalai kibújhatnak az űrbe.