Stjärnor är enorma bollar av lysande plasma. Det finns ett stort antal av dem i vår galax. Stjärnorna har spelat en viktig roll i vetenskapens utveckling. De noterades också i myterna om många folk, fungerade som navigeringsverktyg. När teleskop uppfanns, liksom rörelselagarna för himlakroppar och gravitation, insåg forskare att alla stjärnor liknar solen.
Definition
Stjärnorna i huvudsekvensen inkluderar alla de där väte förvandlas till helium. Eftersom denna process är karakteristisk för de flesta stjärnor, faller de flesta av de ljus som människan observerar i denna kategori. Solen tillhör till exempel också denna grupp. Alpha Orionis, eller till exempel Sirius satellit, tillhör inte huvudsekvensstjärnorna.
Stjärngrupper
För första gången tog forskarna E. Hertzsprung och G. Russell upp frågan om att jämföra stjärnor med deras spektr altyper. De skapade ett diagram som visade stjärnors spektrum och ljusstyrka. Därefter fick detta diagram namn efter dem. De flesta av armaturerna som finns på den kallas huvudets himlakropparsekvenser. Denna kategori inkluderar stjärnor som sträcker sig från blå superjättar till vita dvärgar. Solens ljusstyrka i detta diagram tas som enhet. Sekvensen inkluderar stjärnor med olika massor. Forskare har identifierat följande kategorier av armaturer:
- Supergiants - I klass ljusstyrka.
- Giants - II klass.
- Stjärnor i huvudsekvensen - V-klass.
- Subdwarfs - VI-klass.
- Vita dvärgar – klass VII.
Processer inuti armaturerna
Från strukturens synvinkel kan solen delas in i fyra villkorade zoner, inom vilka olika fysiska processer sker. Strålningsenergin från stjärnan, såväl som den inre termiska energin, uppstår djupt inne i armaturen och överförs till de yttre lagren. Strukturen hos huvudsekvensstjärnorna liknar strukturen hos solsystemets ljuskälla. Den centrala delen av alla armaturer som tillhör denna kategori på Hertzsprung-Russell-diagrammet är kärnan. Där pågår hela tiden kärnreaktioner, under vilka helium omvandlas till väte. För att vätekärnor ska kollidera med varandra måste deras energi vara större än repulsionsenergin. Därför fortgår sådana reaktioner endast vid mycket höga temperaturer. Inuti solen når temperaturen 15 miljoner grader Celsius. När den rör sig bort från stjärnans kärna minskar den. Vid kärnans yttre gräns är temperaturen redan hälften av värdet i den centrala delen. Plasmadensiteten minskar också.
Kärnreaktioner
Men inte bara i huvudsekvensens inre struktur liknar stjärnorna solen. Armaturerna i denna kategori kännetecknas också av det faktum att kärnreaktioner inuti dem sker genom en trestegsprocess. Annars kallas det proton-protoncykeln. I den första fasen kolliderar två protoner med varandra. Som ett resultat av denna kollision uppstår nya partiklar: deuterium, positron och neutrino. Därefter kolliderar protonen med en neutrinopartikel, och en kärna av helium-3-isotopen bildas, liksom ett gammastrålningskvantum. I det tredje steget av processen smälter två helium-3 kärnor samman, och vanligt väte bildas.
Under dessa kollisioner produceras neutrinopartiklar ständigt under kärnreaktioner. De övervinner stjärnans lägre lager och flyger in i det interplanetära rymden. Neutrinos registreras också på marken. Mängden som registreras av forskare med hjälp av instrument är ojämförligt mindre än vad de borde vara enligt forskarnas antagande. Det här problemet är ett av de största mysterierna inom solfysik.
Strålningszon
Nästa lager i strukturen av solen och huvudsekvensstjärnorna är strålningszonen. Dess gränser sträcker sig från kärnan till ett tunt lager som ligger på gränsen till den konvektiva zonen - tachoklinen. Strålningszonen har fått sitt namn från det sätt på vilket energi överförs från kärnan till stjärnans yttre skikt - strålning. fotoner,som ständigt produceras i kärnan, rör sig i denna zon och kolliderar med plasmakärnorna. Det är känt att hastigheten för dessa partiklar är lika med ljusets hastighet. Men trots detta tar det fotoner ungefär en miljon år att nå gränsen för de konvektiva och strålningszonerna. Denna fördröjning beror på den ständiga kollisionen av fotoner med plasmakärnorna och deras återutsläpp.
Tachocline
Solen och huvudsekvensstjärnorna har också en tunn zon, som tydligen spelar en viktig roll i bildandet av stjärnornas magnetfält. Det kallas tachoklin. Forskare föreslår att det är här som processerna för den magnetiska dynamo äger rum. Det ligger i det faktum att plasmaflöden sträcker ut magnetfältslinjerna och ökar den totala fältstyrkan. Det finns också förslag på att en kraftig förändring av plasmans kemiska sammansättning sker i tachoklinzonen.
Konvektivzon
Detta område representerar det yttersta lagret. Dess nedre gräns ligger på ett djup av 200 tusen km, och den övre når stjärnans yta. I början av den konvektiva zonen är temperaturen fortfarande ganska hög, den når cirka 2 miljoner grader. Denna indikator är dock inte längre tillräcklig för att processen för jonisering av kol-, kväve- och syreatomer ska inträffa. Denna zon har fått sitt namn på grund av det sätt på vilket det sker en konstant överföring av materia från de djupa lagren till de yttre - konvektion eller blandning.
I en presentation omHuvudsekvensstjärnor kan indikera att solen är en vanlig stjärna i vår galax. Därför är ett antal frågor - till exempel om källorna till dess energi, struktur och även bildandet av spektrumet - vanliga både för solen och andra stjärnor. Vårt ljus är unikt när det gäller sin plats - det är den stjärna som ligger närmast vår planet. Därför utsätts dess yta för detaljerade studier.
Photosphere
Solens synliga skal kallas fotosfären. Det är hon som utstrålar nästan all energi som kommer till jorden. Fotosfären består av granulat, som är långsträckta moln av het gas. Här kan du också observera små fläckar, som kallas facklor. Deras temperatur är ungefär 200 oC högre än den omgivande massan, så de skiljer sig i ljusstyrka. Facklor kan finnas i upp till flera veckor. Denna stabilitet uppstår på grund av att stjärnans magnetfält inte tillåter de vertikala strömmarna av joniserade gaser att avvika i horisontell riktning.
Spots
Också mörka områden visas ibland på ytan av fotosfären - kärnorna av fläckar. Ofta kan fläckar växa till en diameter som överstiger jordens diameter. Solfläckar tenderar att dyka upp i grupper och sedan växa sig större. Gradvis bryts de upp i mindre områden tills de försvinner helt. Fläckar dyker upp på båda sidor om solens ekvator. Vart 11:e år når deras antal, såväl som området ockuperat av fläckar, ett maximum. Enligt den observerade rörelsen av fläckarna kunde Galileoupptäcka solens rotation. Senare förfinades denna rotation med spektralanalys.
Hittills har forskare undrat över varför perioden med ökande solfläckar är exakt 11 år. Trots kunskapsluckor ger information om solfläckar och periodiciteten för andra aspekter av stjärnans aktivitet forskare möjlighet att göra viktiga förutsägelser. Genom att studera dessa data är det möjligt att göra förutsägelser om uppkomsten av magnetiska stormar, störningar inom radiokommunikationsområdet.
Skillnader från andra kategorier
Ljusstyrkan hos en stjärna är mängden energi som sänds ut av armaturen under en tidsenhet. Detta värde kan beräknas från mängden energi som når ytan på vår planet, förutsatt att stjärnans avstånd från jorden är känt. Ljusstyrkan för huvudsekvensstjärnor är högre än för kalla stjärnor med låg massa och mindre än för heta stjärnor, som är mellan 60 och 100 solmassor.
Kalla stjärnor finns i det nedre högra hörnet i förhållande till de flesta stjärnor, och heta stjärnor finns i det övre vänstra hörnet. Samtidigt, i de flesta stjärnor, till skillnad från röda jättar och vita dvärgar, beror massan på luminositetsindexet. Varje stjärna tillbringar större delen av sitt liv på huvudsekvensen. Forskare tror att mer massiva stjärnor lever mycket mindre än de som har en liten massa. Vid första anblicken borde det vara tvärtom, eftersom de har mer väte att förbränna, och de måste använda det längre. Men stjärnornamassiva förbrukar sitt bränsle mycket snabbare.
