Zvijezde su ogromne kugle svjetleće plazme. U našoj galaksiji postoji ogroman broj njih. Zvijezde su imale važnu ulogu u razvoju znanosti. Također su zabilježeni u mitovima mnogih naroda, služili su kao navigacijski alati. Kada su izumljeni teleskopi, kao i zakoni gibanja nebeskih tijela i gravitacije, znanstvenici su shvatili da su sve zvijezde slične Suncu.
Definicija
Zvijezde glavnog niza uključuju sve one u kojima se vodik pretvara u helij. Budući da je ovaj proces karakterističan za većinu zvijezda, većina svjetiljki koje je čovjek promatrao spada u ovu kategoriju. Na primjer, Sunce također pripada ovoj skupini. Alpha Orionis, ili, na primjer, Siriusov satelit, ne pripada zvijezdama glavnog niza.
Star grupe
Prvi put su se znanstvenici E. Hertzsprung i G. Russell pozabavili pitanjem uspoređivanja zvijezda s njihovim spektralnim tipovima. Napravili su grafikon koji je prikazao spektar i sjaj zvijezda. Nakon toga, ovaj dijagram je dobio ime po njima. Većina svjetiljki koje se nalaze na njemu nazivaju se glavnim nebeskim tijelimasekvence. Ova kategorija uključuje zvijezde u rasponu od plavih superdinova do bijelih patuljaka. Svjetlost Sunca u ovom dijagramu uzeta je kao jedinica. Slijed uključuje zvijezde različitih masa. Znanstvenici su identificirali sljedeće kategorije svjetiljki:
- Supergiganti - I klasa svjetline.
- Divovi - II razred.
- Zvijezde glavnog niza - V klasa.
- Podpatuljci - VI razred.
- Bijeli patuljci – klasa VII.
Procesi unutar svjetiljki
Sa stajališta strukture, Sunce se može podijeliti u četiri uvjetne zone, unutar kojih se odvijaju različiti fizički procesi. Energija zračenja zvijezde, kao i unutarnja toplinska energija, nastaju duboko unutar svjetiljke, prenoseći se na vanjske slojeve. Struktura zvijezda glavnog niza slična je strukturi svjetiljke Sunčevog sustava. Središnji dio svake svjetiljke koja pripada ovoj kategoriji na Hertzsprung-Russell dijagramu je jezgra. Tamo se neprestano odvijaju nuklearne reakcije tijekom kojih se helij pretvara u vodik. Da bi se jezgre vodika međusobno sudarale, njihova energija mora biti veća od energije odbijanja. Stoga se takve reakcije odvijaju samo pri vrlo visokim temperaturama. Unutar Sunca temperatura doseže 15 milijuna stupnjeva Celzija. Kako se udaljava od jezgre zvijezde, smanjuje se. Na vanjskoj granici jezgre temperatura je već polovica vrijednosti u središnjem dijelu. Gustoća plazme također se smanjuje.
Nuklearne reakcije
Ali ne samo u unutarnjoj strukturi glavnog niza zvijezde su slične Suncu. Svjetila ove kategorije također se razlikuju po tome što se unutar njih nuklearne reakcije odvijaju kroz proces u tri faze. Inače se naziva proton-protonski ciklus. U prvoj fazi sudaraju se dva protona. Kao rezultat tog sudara pojavljuju se nove čestice: deuterij, pozitron i neutrino. Zatim se proton sudara s česticom neutrina i formira se jezgra izotopa helija-3, kao i kvant gama zraka. U trećoj fazi procesa spajaju se dvije jezgre helija-3 i nastaje obični vodik.
Tijekom ovih sudara, elementarne čestice neutrina se konstantno proizvode tijekom nuklearnih reakcija. Prevladavaju donje slojeve zvijezde i lete u međuplanetarni prostor. Neutrini su također registrirani na tlu. Količina koju znanstvenici zabilježe uz pomoć instrumenata neusporedivo je manja nego što bi trebala biti prema pretpostavci znanstvenika. Ovaj problem je jedan od najvećih misterija u solarnoj fizici.
Zona zračenja
Sljedeći sloj u strukturi Sunca i zvijezda glavnog niza je zona zračenja. Njegove se granice protežu od jezgre do tankog sloja koji se nalazi na granici konvektivne zone - tahokline. Zona zračenja dobila je ime po načinu na koji se energija prenosi iz jezgre u vanjske slojeve zvijezde – zračenje. fotoni,koji se neprestano proizvode u jezgri, kreću se u ovoj zoni, sudarajući se s jezgrama plazme. Poznato je da je brzina ovih čestica jednaka brzini svjetlosti. No unatoč tome, fotonima je potrebno oko milijun godina da dođu do granice konvektivne i radijacijske zone. Ovo kašnjenje je posljedica stalnog sudara fotona s jezgrama plazme i njihove ponovne emisije.
Tachocline
Sunce i zvijezde glavnog niza također imaju tanku zonu, koja očito igra važnu ulogu u formiranju magnetskog polja zvijezda. Zove se tahoklina. Znanstvenici sugeriraju da se ovdje odvijaju procesi magnetskog dinama. Ona leži u činjenici da tokovi plazme rastežu linije magnetskog polja i povećavaju ukupnu jakost polja. Također postoje sugestije da se u zoni tahokline događa oštra promjena u kemijskom sastavu plazme.
konvektivna zona
Ovo područje predstavlja najudaljeniji sloj. Njegova donja granica nalazi se na dubini od 200 tisuća km, a gornja doseže površinu zvijezde. Na početku konvektivne zone temperatura je još uvijek prilično visoka, doseže oko 2 milijuna stupnjeva. Međutim, ovaj pokazatelj više nije dovoljan za proces ionizacije atoma ugljika, dušika i kisika. Ova zona je dobila ime zbog načina na koji postoji stalni prijenos materije iz dubokih slojeva u vanjske - konvekcija, odnosno miješanje.
U prezentaciji oZvijezde glavnog niza mogu ukazivati na činjenicu da je Sunce obična zvijezda u našoj galaksiji. Stoga su mnoga pitanja - na primjer, o izvorima njegove energije, strukturi, a također i formiranju spektra - zajednička i Suncu i drugim zvijezdama. Naša svjetiljka je jedinstvena po svom položaju - to je najbliža zvijezda našem planetu. Stoga je njegova površina podvrgnuta detaljnom proučavanju.
fotosfera
Vidljiva ljuska Sunca naziva se fotosfera. Ona je ta koja zrači gotovo svu energiju koja dolazi na Zemlju. Fotosfera se sastoji od granula, koje su duguljasti oblaci vrućeg plina. Ovdje također možete promatrati male točke, koje se nazivaju baklje. Njihova temperatura je otprilike 200 oC viša od okolne mase, pa se razlikuju po svjetlini. Baklje mogu postojati i do nekoliko tjedana. Ova stabilnost nastaje zbog činjenice da magnetsko polje zvijezde ne dopušta vertikalnim strujama ioniziranih plinova da odstupaju u horizontalnom smjeru.
Spots
Također, na površini fotosfere ponekad se pojavljuju tamna područja - jezgre mrlja. Često mrlje mogu narasti do promjera koji premašuje promjer Zemlje. Sunčeve pjege se obično pojavljuju u skupinama, a zatim postaju sve veće. Postupno se raspadaju na manja područja dok potpuno ne nestanu. Pjege se pojavljuju s obje strane solarnog ekvatora. Svakih 11 godina njihov broj, kao i površina koju zauzimaju pjege, dosegnu maksimum. Prema uočenom kretanju pjega Galileo je mogaootkriti rotaciju sunca. Kasnije je ova rotacija pročišćena spektralnom analizom.
Do sada se znanstvenici pitaju zašto je razdoblje povećanja sunčevih pjega točno 11 godina. Unatoč prazninama u znanju, informacije o sunčevim pjegama i periodičnosti drugih aspekata aktivnosti zvijezde daju znanstvenicima priliku da daju važna predviđanja. Proučavanjem ovih podataka moguće je predvidjeti pojavu magnetskih oluja, poremećaja u području radio komunikacija.
Razlike od ostalih kategorija
Svjetlost zvijezde je količina energije koju emituje svjetiljka u jednoj jedinici vremena. Ova se vrijednost može izračunati iz količine energije koja dosegne površinu našeg planeta, pod uvjetom da je poznata udaljenost zvijezde od Zemlje. Svjetlost zvijezda glavnog niza veća je od sjaja hladnih zvijezda male mase i manja od sjaja vrućih zvijezda, koje imaju između 60 i 100 solarnih masa.
Hladne zvijezde su u donjem desnom kutu u odnosu na većinu zvijezda, a vruće su u gornjem lijevom kutu. Istodobno, u većini zvijezda, za razliku od crvenih divova i bijelih patuljaka, masa ovisi o indeksu svjetline. Svaka zvijezda većinu svog života provodi na glavnoj sekvenci. Znanstvenici vjeruju da masivnije zvijezde žive mnogo manje od onih koje imaju malu masu. Na prvi pogled bi trebalo biti suprotno, jer imaju više vodika za sagorijevanje, a moraju ga duže koristiti. Međutim, zvijezdemasivni troše svoje gorivo mnogo brže.
