Le stelle sono enormi palle diplasma luminoso. Ce ne sono un numero enorme nella nostra galassia. Le stelle hanno svolto un ruolo importante nello sviluppo della scienza. Sono stati anche notati nei miti di molti popoli, serviti come strumenti di navigazione. Quando furono inventati i telescopi e furono scoperte le leggi del moto dei corpi celesti e della gravità, gli scienziati capirono: tutte le stelle sono come il Sole.
definizione
Le stelle della sequenza principale includono tuttequelle all'interno delle quali l'idrogeno si trasforma in elio. Poiché questo processo è caratteristico della maggior parte delle stelle, la maggior parte dei luminari osservati dall'uomo appartiene a questa categoria. Ad esempio, anche il Sole appartiene a questo gruppo. Alpha Orion, o, ad esempio, il satellite di Sirio, non appartiene alle stelle della sequenza principale.
Gruppi di stelle
Per la prima volta, la questione del confronto delle stelle con le lorole classi spettrali sono state riprese dagli scienziati E. Hertzsprung e G. Russell. Hanno creato un grafico che mostrava lo spettro e la luminosità delle stelle. Successivamente, questo diagramma è stato chiamato dopo di loro. La maggior parte dei luminari che si trovano su di esso sono chiamati i corpi celesti della sequenza principale. Questa categoria include stelle che vanno dalle supergiganti blu alle nane bianche. La luminosità del Sole in questo diagramma è considerata una. La sequenza include stelle di massa diversa. Gli scienziati hanno identificato le seguenti categorie di luminari:
- Supergiants - I classe di luminosità.
- Giganti - Classe II.
- Stelle della sequenza principale - V grado.
- Sottonani - Classe VI.
- Nane bianche - classe VII.
Processi all'interno dei luminari
In termini di struttura, il Sole può esseresuddiviso in quattro zone condizionali, all'interno delle quali avvengono vari processi fisici. L'energia di radiazione di una stella, così come l'energia termica interna, sorgono in profondità all'interno della stella, trasferendosi agli strati esterni. La struttura delle stelle della sequenza principale è simile alla struttura del luminare del sistema solare. La parte centrale di ogni luminare appartenente a questa categoria sul diagramma Hertzsprung-Russell è il nucleo. Lì si verificano costantemente reazioni nucleari, durante le quali l'elio viene convertito in idrogeno. Affinché i nuclei di idrogeno entrino in collisione tra loro, la loro energia deve essere superiore all'energia repulsiva. Pertanto, tali reazioni avvengono solo a temperature molto elevate. La temperatura all'interno del Sole raggiunge i 15 milioni di gradi Celsius. Diminuisce con la distanza dal nucleo della stella. Al confine esterno del nucleo, la temperatura è già la metà di quella nella parte centrale. Anche la densità del plasma diminuisce.
Reazioni nucleari
Ma non solo sulla struttura interna della stellasequenza principale sono simili al sole. I luminari di questa categoria si distinguono anche per il fatto che le reazioni nucleari al loro interno avvengono attraverso un processo a tre stadi. Altrimenti, si chiama ciclo protone-protone. Nella prima fase, due protoni entrano in collisione tra loro. Come risultato di questa collisione, compaiono nuove particelle: deuterio, positrone e neutrino. Inoltre, il protone entra in collisione con una particella di neutrino e appare il nucleo dell'isotopo di elio-3, oltre a un quanto di radiazione gamma. Nella terza fase del processo, due nuclei di elio-3 si fondono tra loro e si forma l'idrogeno ordinario.
Durante queste collisioni durante il nuclearele reazioni producevano costantemente particelle elementari di neutrini. Superano gli strati inferiori del sole e volano nello spazio interplanetario. Anche i neutrini vengono registrati sul terreno. Il numero registrato dagli scienziati che utilizzano strumenti è incommensurabilmente inferiore a quello che dovrebbero essere, secondo gli scienziati. Questo problema è uno dei più grandi misteri della fisica solare.
Zona radiosa
Lo strato successivo nella struttura del Sole e delle stelle principalila sequenza è la zona radiante. I suoi confini si estendono dal nucleo a uno strato sottile situato al confine della zona convettiva: il tachoclino. La zona radiante prende il nome dal metodo con cui l'energia viene trasferita dal nucleo agli strati esterni della radiazione stellare. I fotoni, che sono costantemente prodotti nel nucleo, si muovono in questa zona, entrando in collisione con i nuclei del plasma. È noto che la velocità di queste particelle è uguale alla velocità della luce. Ma nonostante ciò, i fotoni impiegano circa un milione di anni per raggiungere il confine delle zone convettive e radianti. Questo ritardo si verifica a causa della costante collisione dei fotoni con i nuclei del plasma e della loro riemissione.
Tachocline
Anche il sole e le stelle della sequenza principalehanno una zona sottile, apparentemente giocando un ruolo importante nella formazione del campo magnetico delle stelle. Si chiama tachoclino. Gli scienziati suggeriscono che è qui che avvengono i processi della dinamo magnetica. Consiste nel fatto che i flussi di plasma allungano le linee magnetiche di forza e aumentano l'intensità del campo complessivo. Ci sono anche suggerimenti che un brusco cambiamento nella composizione chimica del plasma si verifica nella zona del tachoclino.
Zona convettiva
Questa zona è lo strato più esterno. Il suo limite inferiore si trova a una profondità di 200 mila km e la parte superiore raggiunge la superficie della stella. All'inizio della zona convettiva, la temperatura è ancora piuttosto alta, arriva a circa 2 milioni di gradi. Tuttavia, questo indicatore è già insufficiente per il processo di ionizzazione degli atomi di carbonio, azoto e ossigeno. Questa zona prende il nome dal modo in cui avviene un costante trasferimento di materia dagli strati profondi a quelli esterni: convezione o miscelazione.
Nella presentazione sulle stelle del principaleLa sequenza può indicare il fatto che il Sole è una stella ordinaria nella nostra galassia. Pertanto, una serie di domande - ad esempio, sulle fonti della sua energia, struttura e formazione dello spettro - sono comuni sia al Sole che ad altre stelle. La nostra stella è unica in termini di posizione: è la stella più vicina al nostro pianeta. Pertanto, la sua superficie è sottoposta a uno studio dettagliato.
Fotosfera
Il guscio visibile del Sole è chiamato fotosfera. È lei che irradia quasi tutta l'energia che arriva sulla Terra. La fotosfera è costituita da granuli, che sono nuvole allungate di gas caldo. Qui puoi anche vedere piccoli punti chiamati torce. La loro temperatura è di circa 200 suC è maggiore della massa circostante, quindi lorodifferiscono in luminosità. Le torce possono durare fino a diverse settimane. Questa stabilità deriva dal fatto che il campo magnetico della stella non consente ai flussi verticali di gas ionizzati di deviare nella direzione orizzontale.
Macchie
A volte compaiono anche sulla superficie della fotosferale aree scure sono i germi delle macchie. Spesso le macchie possono raggiungere un diametro che supera il diametro della Terra. Le macchie solari, di regola, appaiono in gruppi, quindi crescono. A poco a poco, si dividono in aree più piccole fino a scomparire del tutto. I punti compaiono su entrambi i lati dell'equatore solare. Ogni 11 anni il loro numero, così come l'area occupata dai punti, raggiunge il massimo. Dal movimento osservato delle macchie, Galileo è stato in grado di rilevare la rotazione del Sole. Successivamente, questa rotazione è stata perfezionata utilizzando l'analisi spettrale.
Fino ad ora, gli scienziati si stanno arrovellando sul perchéil periodo di aumento delle macchie solari è esattamente di 11 anni. Nonostante le lacune di conoscenza, le informazioni sulle macchie solari e la frequenza di altri aspetti dell'attività della stella consentono agli scienziati di fare previsioni importanti. Studiando questi dati, è possibile fare previsioni sull'inizio di tempeste magnetiche, violazioni nel campo delle comunicazioni radio.
Differenze da altre categorie
La luminosità di una stella è la quantità di energiache viene emesso dal luminare in un'unità di tempo. Questo valore può essere calcolato dalla quantità di energia che raggiunge la superficie del nostro pianeta, a condizione che sia nota la distanza della stella dalla Terra. La luminosità delle stelle della sequenza principale è maggiore di quella delle stelle fredde di piccola massa e minore delle stelle calde, le cui masse variano da 60 a 100 masse solari.
Le stelle fantastiche sono nell'angolo in basso a destrarispetto alla maggior parte delle stelle e caldo - nell'angolo in alto a sinistra. Inoltre, nella maggior parte delle stelle, a differenza delle giganti rosse e delle nane bianche, la massa dipende dall'indice di luminosità. Ogni stella trascorre la maggior parte della sua vita nella sequenza principale. Gli scienziati ritengono che le stelle più massicce vivano molto meno di quelle con massa ridotta. A prima vista, dovrebbe essere il contrario, perché hanno più idrogeno da bruciare e dovrebbero consumarlo più a lungo. Tuttavia, le stelle massicce consumano il loro carburante molto più velocemente.
