Gwiazdy to ogromne kule świetlistej plazmy. W naszej galaktyce jest ich ogromna liczba. Gwiazdy odegrały ważną rolę w rozwoju nauki. Zostały również odnotowane w mitach wielu narodów, służyły jako narzędzia nawigacyjne. Kiedy wynaleziono teleskopy, a także prawa ruchu ciał niebieskich i grawitacji, naukowcy zdali sobie sprawę, że wszystkie gwiazdy są podobne do Słońca.
Definicja
Gwiazdy ciągu głównego obejmują wszystkie te, w których wodór zamienia się w hel. Ponieważ proces ten jest charakterystyczny dla większości gwiazd, większość świateł obserwowanych przez człowieka należy do tej kategorii. Na przykład Słońce również należy do tej grupy. Alfa Orionis, czyli na przykład satelita Syriusza, nie należą do gwiazd ciągu głównego.
Grupy gwiazd
Po raz pierwszy naukowcy E. Hertzsprung i G. Russell podjęli kwestię porównania gwiazd z ich typami widmowymi. Stworzyli wykres pokazujący widmo i jasność gwiazd. Następnie ten schemat został nazwany ich imieniem. Większość znajdujących się na nim opraw nazywa się ciałami niebieskimi głównegosekwencje. Ta kategoria obejmuje gwiazdy od niebieskich nadolbrzymów do białych karłów. Jasność Słońca na tym schemacie jest traktowana jako jedność. W sekwencji występują gwiazdy o różnych masach. Naukowcy zidentyfikowali następujące kategorie opraw oświetleniowych:
- Nadolbrzymy - I klasa jasności.
- Giants - II klasa.
- Gwiazdy ciągu głównego - klasa V.
- Podkarły - klasa VI.
- Białe karły – klasa VII.
Procesy wewnątrz opraw
Z punktu widzenia struktury Słońce można podzielić na cztery strefy warunkowe, w których zachodzą różne procesy fizyczne. Energia promieniowania gwiazdy, jak również wewnętrzna energia cieplna, powstają w głębi oprawy, przenosząc się na warstwy zewnętrzne. Struktura gwiazd ciągu głównego jest podobna do budowy oprawy Układu Słonecznego. Centralną częścią każdej oprawy należącej do tej kategorii na diagramie Hertzsprunga-Russella jest rdzeń. Tam nieustannie zachodzą reakcje jądrowe, podczas których hel przekształca się w wodór. Aby jądra wodoru zderzyły się ze sobą, ich energia musi być większa niż energia odpychania. Dlatego takie reakcje zachodzą tylko w bardzo wysokich temperaturach. Wewnątrz Słońca temperatura sięga 15 milionów stopni Celsjusza. Gdy oddala się od jądra gwiazdy, maleje. Na zewnętrznej granicy jądra temperatura jest już o połowę niższa niż w części środkowej. Zmniejsza się również gęstość plazmy.
Reakcje jądrowe
Ale nie tylko w wewnętrznej strukturze ciągu głównego gwiazdy są podobne do Słońca. Oprawy tej kategorii wyróżniają się również tym, że reakcje jądrowe w ich wnętrzu zachodzą w procesie trójstopniowym. W przeciwnym razie nazywa się to cyklem proton-proton. W pierwszej fazie zderzają się ze sobą dwa protony. W wyniku tego zderzenia pojawiają się nowe cząstki: deuter, pozyton i neutrino. Następnie proton zderza się z cząsteczką neutrin i powstaje jądro izotopu helu-3 oraz kwant promieniowania gamma. W trzecim etapie procesu dwa jądra helu-3 łączą się ze sobą i powstaje zwykły wodór.
W trakcie tych zderzeń w reakcjach jądrowych stale powstają elementarne cząstki neutrin. Pokonują dolne warstwy gwiazdy i lecą w przestrzeń międzyplanetarną. Neutrina są również rejestrowane na ziemi. Ilość, jaka jest rejestrowana przez naukowców za pomocą instrumentów jest niewspółmiernie mniejsza niż powinna być według założeń naukowców. Ten problem jest jedną z największych zagadek w fizyce Słońca.
Strefa promieniowania
Następną warstwą w strukturze Słońca i gwiazd ciągu głównego jest strefa promieniowania. Jego granice rozciągają się od rdzenia do cienkiej warstwy znajdującej się na granicy strefy konwekcyjnej - tachokliny. Strefa promieniowania wzięła swoją nazwę od sposobu, w jaki energia jest przenoszona z jądra do zewnętrznych warstw gwiazdy - promieniowanie. fotony,które są stale wytwarzane w jądrze, poruszają się w tej strefie, zderzając się z jądrami plazmy. Wiadomo, że prędkość tych cząstek jest równa prędkości światła. Ale mimo to fotony potrzebują około miliona lat, aby dotrzeć do granicy stref konwekcyjnych i radiacyjnych. Opóźnienie to wynika z ciągłego zderzenia fotonów z jądrami plazmy i ich reemisji.
Tachoklina
Słońce i gwiazdy ciągu głównego również mają cienką strefę, która najwyraźniej odgrywa ważną rolę w tworzeniu pola magnetycznego gwiazd. Nazywa się tachocline. Naukowcy sugerują, że to tutaj zachodzą procesy dynama magnetycznego. Polega ona na tym, że przepływy plazmy rozciągają linie pola magnetycznego i zwiększają ogólną siłę pola. Istnieją również sugestie, że w strefie tachokliny następuje gwałtowna zmiana składu chemicznego plazmy.
Strefa konwekcyjna
Ten obszar reprezentuje najbardziej zewnętrzną warstwę. Jej dolna granica znajduje się na głębokości 200 tys. Km, a górna sięga powierzchni gwiazdy. Na początku strefy konwekcyjnej temperatura jest jeszcze dość wysoka, dochodzi do około 2 milionów stopni. Jednak wskaźnik ten nie wystarcza już do zajścia procesu jonizacji atomów węgla, azotu i tlenu. Strefa ta wzięła swoją nazwę ze względu na sposób, w jaki następuje stały transfer materii z głębokich warstw na zewnątrz - konwekcja, czyli mieszanie.
W prezentacji oGwiazdy ciągu głównego mogą wskazywać na to, że Słońce jest zwykłą gwiazdą w naszej galaktyce. Dlatego szereg pytań – na przykład o źródła jego energii, strukturę, a także kształtowanie widma – jest wspólnych zarówno dla Słońca, jak i innych gwiazd. Nasza oprawa jest wyjątkowa pod względem lokalizacji – jest najbliższą naszej planecie gwiazdą. Dlatego jej powierzchnia poddawana jest szczegółowym badaniom.
Fotosfera
Widoczna powłoka Słońca nazywana jest fotosferą. To ona promieniuje prawie całą energią, która dociera na Ziemię. Fotosfera składa się z granulek, które są wydłużonymi chmurami gorącego gazu. Tutaj również można zaobserwować małe plamki, które nazywane są pochodniami. Ich temperatura jest o około 200 oC wyższa od otaczającej masy, więc różnią się jasnością. Latarki mogą istnieć nawet przez kilka tygodni. Stabilność ta wynika z faktu, że pole magnetyczne gwiazdy nie pozwala pionowym strumieniom zjonizowanych gazów odchylać się w kierunku poziomym.
Miejsca
Ponadto ciemne obszary pojawiają się czasami na powierzchni fotosfery - jądra plam. Często plamy mogą urosnąć do średnicy przekraczającej średnicę Ziemi. Plamy słoneczne mają tendencję do pojawiania się w grupach, a następnie powiększają się. Stopniowo dzielą się na mniejsze obszary, aż całkowicie znikną. Po obu stronach równika słonecznego pojawiają się plamy. Co 11 lat ich liczba, podobnie jak powierzchnia zajmowana przez plamy, osiąga maksimum. Zgodnie z obserwowanym ruchem plam, Galileusz był w stanie:wykryć obrót słońca. Później rotację tę udoskonalono za pomocą analizy spektralnej.
Do tej pory naukowcy zastanawiają się, dlaczego okres narastających plam słonecznych wynosi dokładnie 11 lat. Pomimo luk w wiedzy, informacje o plamach słonecznych i cykliczności innych aspektów aktywności gwiazdy dają naukowcom możliwość dokonywania ważnych prognoz. Studiując te dane, możliwe jest przewidywanie nadejścia burz magnetycznych, zakłóceń w dziedzinie komunikacji radiowej.
Różnice z innych kategorii
Jasność gwiazdy to ilość energii, która jest emitowana przez oprawę w jednej jednostce czasu. Wartość tę można obliczyć z ilości energii docierającej do powierzchni naszej planety, pod warunkiem, że znana jest odległość gwiazdy od Ziemi. Jasność gwiazd ciągu głównego jest większa niż w przypadku zimnych gwiazd o małej masie i mniejsza niż w przypadku gwiazd gorących, które mają od 60 do 100 mas Słońca.
Zimne gwiazdy znajdują się w prawym dolnym rogu w stosunku do większości gwiazd, a gorące gwiazdy znajdują się w lewym górnym rogu. Jednocześnie w większości gwiazd, w przeciwieństwie do czerwonych olbrzymów i białych karłów, masa zależy od wskaźnika jasności. Każda gwiazda spędza większość swojego życia na sekwencji głównej. Naukowcy uważają, że bardziej masywne gwiazdy żyją znacznie krócej niż te, które mają małą masę. Na pierwszy rzut oka powinno być odwrotnie, ponieważ mają więcej wodoru do spalenia i muszą go dłużej używać. Jednak gwiazdymasywne zużywają paliwo znacznie szybciej.
