Stjerner er enorme kuler av lysende plasma. Det er et stort antall av dem i vår galakse. Stjernene har spilt en viktig rolle i utviklingen av vitenskapen. De ble også kjent i mytene til mange folkeslag, fungerte som navigasjonsverktøy. Da teleskoper ble oppfunnet, så vel som bevegelseslovene til himmellegemer og tyngdekraften, innså forskerne at alle stjerner ligner på solen.
Definition
Hovedsekvensstjernene inkluderer alle de der hydrogen blir til helium. Siden denne prosessen er karakteristisk for de fleste stjerner, faller de fleste lysene observert av mennesker inn i denne kategorien. Solen tilhører for eksempel også denne gruppen. Alpha Orionis, eller for eksempel satellitten til Sirius, tilhører ikke hovedsekvensstjernene.
Stjernegrupper
For første gang tok forskerne E. Hertzsprung og G. Russell opp spørsmålet om å sammenligne stjerner med deres spektr altyper. De laget et diagram som viste spekteret og lysstyrken til stjerner. Deretter ble dette diagrammet oppk alt etter dem. De fleste av armaturene som er plassert på den kalles hovedhimmellegemenesekvenser. Denne kategorien inkluderer stjerner som spenner fra blå superkjemper til hvite dverger. Solens lysstyrke i dette diagrammet er tatt som enhet. Sekvensen inkluderer stjerner med forskjellige masser. Forskere har identifisert følgende kategorier av armaturer:
- Supergiants - I klasse lysstyrke.
- Giants - II klasse.
- Stjerner i hovedsekvensen - V-klasse.
- Subdwarfs – VI-klasse.
- Hvite dverger – klasse VII.
Prosesser inne i armaturene
Fra strukturens synspunkt kan solen deles inn i fire betingede soner, innenfor hvilke ulike fysiske prosesser foregår. Strålingsenergien til stjernen, så vel som den indre termiske energien, oppstår dypt inne i armaturet og overføres til de ytre lagene. Strukturen til hovedsekvensstjernene ligner strukturen til solsystemets lyskilde. Den sentrale delen av enhver armatur som tilhører denne kategorien på Hertzsprung-Russell-diagrammet er kjernen. Der foregår det hele tiden kjernefysiske reaksjoner, hvor helium omdannes til hydrogen. For at hydrogenkjerner skal kollidere med hverandre, må energien deres være større enn frastøtningsenergien. Derfor foregår slike reaksjoner bare ved svært høye temperaturer. Inne i solen når temperaturen 15 millioner grader Celsius. Når den beveger seg bort fra stjernens kjerne, avtar den. Ved den ytre grensen til kjernen er temperaturen allerede halvparten av verdien i den sentrale delen. Tettheten til plasmaet avtar også.
Atomreaksjoner
Men ikke bare i den indre strukturen til hovedsekvensen ligner stjerner på Solen. Armaturene i denne kategorien utmerker seg også ved det faktum at kjernefysiske reaksjoner inne i dem skjer gjennom en tre-trinns prosess. Ellers kalles det proton-proton-syklusen. I den første fasen kolliderer to protoner med hverandre. Som et resultat av denne kollisjonen dukker det opp nye partikler: deuterium, positron og nøytrino. Deretter kolliderer protonet med en nøytrinopartikkel, og det dannes en kjerne av helium-3 isotopen, samt et gammastrålekvante. I det tredje trinnet av prosessen smelter to helium-3-kjerner sammen, og vanlig hydrogen dannes.
I løpet av disse kollisjonene produseres det konstant nøytrinopartikler under kjernefysiske reaksjoner. De overvinner de nedre lagene av stjernen, og flyr inn i det interplanetære rommet. Nøytrinoer er også registrert på bakken. Mengden som registreres av forskere ved hjelp av instrumenter er urimelig mindre enn de burde være ifølge forskernes antagelse. Dette problemet er et av de største mysteriene innen solfysikk.
Strålingssone
Neste lag i strukturen til sola og hovedsekvensstjerner er strålingssonen. Dens grenser strekker seg fra kjernen til et tynt lag som ligger på grensen til den konvektive sonen - tachoklinen. Strålingssonen har fått navnet sitt fra måten energi overføres fra kjernen til stjernens ytre lag - stråling. fotoner,som stadig produseres i kjernen, beveger seg i denne sonen og kolliderer med plasmakjernene. Det er kjent at hastigheten til disse partiklene er lik lysets hastighet. Men til tross for dette tar det fotoner omtrent en million år å nå grensen til de konvektive og strålingssonene. Denne forsinkelsen skyldes den konstante kollisjonen av fotoner med plasmakjernene og deres re-utslipp.
Tachocline
Sola og hovedsekvensstjerner har også en tynn sone, og spiller tilsynelatende en viktig rolle i dannelsen av stjernenes magnetfelt. Det kalles en fartslinje. Forskere antyder at det er her prosessene til den magnetiske dynamoen finner sted. Det ligger i det faktum at plasmastrømmer strekker magnetfeltlinjene og øker den totale feltstyrken. Det er også forslag om at det skjer en skarp endring i plasmaets kjemiske sammensetning i takoklinsonen.
Konvektiv sone
Dette området representerer det ytterste laget. Dens nedre grense ligger på en dybde på 200 tusen km, og den øvre når stjernens overflate. I begynnelsen av den konvektive sonen er temperaturen fortsatt ganske høy, den når omtrent 2 millioner grader. Denne indikatoren er imidlertid ikke lenger tilstrekkelig for at prosessen med ionisering av karbon-, nitrogen- og oksygenatomer skal skje. Denne sonen har fått navnet sitt på grunn av måten det er en konstant overføring av materie fra de dype lagene til de ytre - konveksjon, eller blanding.
I en presentasjon omHovedsekvensstjerner kan indikere at solen er en vanlig stjerne i vår galakse. Derfor er en rekke spørsmål - for eksempel om kildene til dens energi, struktur og også dannelsen av spekteret - felles både for solen og andre stjerner. Armaturet vårt er unikt når det gjelder beliggenheten - det er den nærmeste stjernen til planeten vår. Derfor er overflaten utsatt for detaljerte studier.
Photosphere
Det synlige skallet til solen kalles fotosfæren. Det er hun som utstråler nesten all energien som kommer til jorden. Fotosfæren består av granuler, som er langstrakte skyer av varm gass. Her kan du også observere små flekker, som kalles fakler. Temperaturen deres er omtrent 200 oC høyere enn massen rundt, så de er forskjellige i lysstyrke. Fakler kan eksistere i opptil flere uker. Denne stabiliteten oppstår på grunn av at stjernens magnetiske felt ikke lar de vertikale strømmene av ioniserte gasser avvike i horisontal retning.
Spots
Også dukker det noen ganger mørke områder opp på overflaten av fotosfæren - kjernene av flekker. Ofte kan flekker vokse til en diameter som overstiger jordens diameter. Solflekker har en tendens til å vises i grupper, for så å vokse seg større. Gradvis brytes de opp i mindre områder til de forsvinner helt. Flekker vises på begge sider av solekvator. Hvert 11. år når antallet deres, så vel som området okkupert av flekker, et maksimum. I følge den observerte bevegelsen av flekkene var Galileo i stand til detoppdage solens rotasjon. Senere ble denne rotasjonen foredlet ved hjelp av spektralanalyse.
Inntil nå lurer forskere på hvorfor perioden med økende solflekker er nøyaktig 11 år. Til tross for hull i kunnskap, gir informasjon om solflekker og periodisiteten til andre aspekter av stjernens aktivitet forskerne muligheten til å komme med viktige spådommer. Ved å studere disse dataene er det mulig å gi spådommer om utbruddet av magnetiske stormer, forstyrrelser innen radiokommunikasjon.
Forskjeller fra andre kategorier
Lysstyrken til en stjerne er mengden energi som sendes ut av lyset i løpet av en tidsenhet. Denne verdien kan beregnes fra mengden energi som når overflaten av planeten vår, forutsatt at avstanden til stjernen fra jorden er kjent. Lysstyrken til hovedsekvensstjerner er større enn for kalde stjerner med lav masse, og mindre enn for varme stjerner, som er mellom 60 og 100 solmasser.
Kalde stjerner er i nedre høyre hjørne i forhold til de fleste stjerner, og varme stjerner er i øvre venstre hjørne. Samtidig, i de fleste stjerner, i motsetning til røde kjemper og hvite dverger, avhenger massen av lysstyrkeindeksen. Hver stjerne tilbringer mesteparten av livet på hovedsekvensen. Forskere tror at mer massive stjerner lever mye mindre enn de som har en liten masse. Ved første øyekast bør det være motsatt, fordi de har mer hydrogen å forbrenne, og de må bruke det lenger. Men stjernenemassive forbruker drivstoff mye raskere.
