Žvaigždės yra didžiuliai kamuoliaišvytinti plazma. Mūsų galaktikoje jų yra labai daug. Žvaigždės vaidino svarbų vaidmenį plėtojant mokslą. Jie taip pat buvo pažymėti daugelio tautų mituose, kurie buvo naudojami kaip navigacijos įrankiai. Kai buvo išrasti teleskopai ir atrasti dangaus kūnų judėjimo bei traukos dėsniai, mokslininkai suprato: visos žvaigždės yra kaip Saulė.
Apibrėžimas
Pagrindinės sekos žvaigždės apima visastuos, kurių viduje vandenilis virsta heliu. Kadangi šis procesas būdingas daugumai žvaigždžių, šiai kategorijai priklauso dauguma žmogaus stebimų šviesulių. Pavyzdžiui, Saulė taip pat priklauso šiai grupei. Alfa Orionas, arba, pavyzdžiui, Sirijaus palydovas, nepriklauso pagrindinės sekos žvaigždėms.
Žvaigždžių grupės
Pirmą kartą klausimas dėl žvaigždžių palyginimo su jųspektro klases užėmė mokslininkai E. Hertzsprungas ir G. Russellas. Jie sukūrė diagramą, rodančią žvaigždžių spektrą ir spindesį. Vėliau ši diagrama buvo pavadinta jų vardu. Dauguma jame esančių šviestuvų vadinami pagrindinės sekos dangaus kūnais. Šiai kategorijai priklauso žvaigždės nuo mėlynų supergigantų iki baltųjų nykštukų. Saulės šviesumas šioje diagramoje laikomas vienu. Eilėje yra skirtingų masių žvaigždės. Mokslininkai nustatė šias šviestuvų kategorijas:
- Supergiantai - I ryškumo klasė.
- Milžinai - II klasė.
- Pagrindinės sekos žvaigždės - V klasė.
- Paukščiai - VI klasė.
- Baltieji nykštukai - VII klasė.
Procesai šviestuvų viduje
Pagal struktūrą Saulė gali būtisuskirstytos į keturias sąlygines zonas, kuriose vyksta įvairūs fiziniai procesai. Žvaigždės spinduliuotės energija, taip pat vidinė šiluminė energija kyla giliai žvaigždės viduje, perduodama į išorinius sluoksnius. Pagrindinės sekos žvaigždžių struktūra panaši į Saulės sistemos šviestuvo struktūrą. Centrinė bet kurio šviestuvo, priklausančio šiai kategorijai, dalis Hertzsprung-Russell diagramoje yra šerdis. Ten nuolat vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu helis virsta vandeniliu. Kad vandenilio branduoliai galėtų susidurti vienas su kitu, jų energija turi būti didesnė už atstumiamąją. Todėl tokios reakcijos vyksta tik esant labai aukštai temperatūrai. Saulės viduje temperatūra siekia 15 milijonų laipsnių šilumos. Jis mažėja atstumu nuo žvaigždės šerdies. Ties išorine šerdies riba temperatūra jau yra pusė vertės, esančios centrinėje dalyje. Plazmos tankis taip pat mažėja.
Branduolinės reakcijos
Bet ne tik dėl vidinės žvaigždės struktūrospagrindinė seka yra panaši į saulę. Šios kategorijos šviesuliai išsiskiria ir tuo, kad branduolinės reakcijos juose vyksta per trijų pakopų procesą. Priešingu atveju jis vadinamas protonų-protonų ciklu. Pirmajame etape du protonai susiduria tarpusavyje. Dėl šio susidūrimo atsiranda naujos dalelės: deuteris, pozitronas ir neutrinas. Be to, protonas susiduria su neutrino dalele ir atsiranda izotopo helio-3 branduolys, taip pat gama spinduliuotės kvantas. Trečiajame proceso etape du helio-3 branduoliai susijungia ir susidaro įprastas vandenilis.
Šių susidūrimų metu per branduolinįreakcijas nuolat sukelia elementarios neutrino dalelės. Jie įveikia apatinius šviestuvo sluoksnius ir nuskrieja į tarpplanetinę erdvę. Neutrinai taip pat fiksuojami ant žemės. Mokslininkų prielaida, kad mokslininkų įregistruotas prietaisų skaičius yra nepalyginamai mažesnis, nei turėtų būti. Ši problema yra viena didžiausių saulės fizikos paslapčių.
Spinduliuojanti zona
Kitas Saulės ir pagrindinės žvaigždės struktūros sluoksnisseka yra spinduliavimo zona. Jo ribos tęsiasi nuo šerdies iki plono sluoksnio, esančio konvekcinės zonos - tachoklino - riboje. Spinduliavimo zona gavo savo pavadinimą dėl metodo, kuriuo energija iš šerdies perduodama į išorinius žvaigždės sluoksnius - spinduliuotė. Fotonai, nuolat gaminami branduolyje, juda šioje zonoje, susidurdami su plazmos branduoliais. Yra žinoma, kad šių dalelių greitis yra lygus šviesos greičiui. Nepaisant to, norint pasiekti konvekcinės ir spinduliavimo zonos ribą, fotonams reikia maždaug milijono metų. Šis vėlavimas įvyksta dėl nuolatinio fotonų susidūrimo su plazmos branduoliais ir jų pakartotinės emisijos.
Tachoklinas
Saulė ir pagrindinės sekos žvaigždės taip patturi ploną zoną, matyt, vaidina svarbų vaidmenį formuojant magnetinį žvaigždžių lauką. Tai vadinama tachoklinu. Mokslininkai teigia, kad būtent čia vyksta magnetinio dinamo procesai. Tai susideda iš to, kad plazmos srautai ištiesia magnetines jėgos linijas ir padidina bendrą lauko stiprumą. Taip pat yra pasiūlymų, kad tachoklino zonoje staiga pasikeičia plazmos cheminė sudėtis.
Konvektyvinė zona
Ši sritis yra tolimiausias sluoksnis.Jo apatinė riba yra 200 tūkstančių km gylyje, o viršutinė siekia šviestuvo paviršių. Konvekcinės zonos pradžioje temperatūra vis dar gana aukšta, ji siekia apie 2 milijonus laipsnių. Tačiau šis rodiklis jau yra nepakankamas, kad vyktų anglies, azoto, deguonies atomų jonizacijos procesas. Ši zona gavo savo pavadinimą dėl to, kaip nuolat vyksta materijos perkėlimas iš giliųjų sluoksnių į išorinius - konvekcija arba maišymas.
Pristatyme apie pagrindinio žvaigždesseka gali nurodyti faktą, kad Saulė yra įprasta žvaigždė mūsų galaktikoje. Todėl nemažai klausimų, pavyzdžiui, apie jos energijos šaltinius, struktūrą, taip pat spektro susidarymą, yra bendri tiek Saulei, tiek kitoms žvaigždėms. Mūsų žvaigždė yra unikali pagal savo vietą - ji yra artimiausia žvaigždė mūsų planetai. Todėl jo paviršius yra išsamiai ištirtas.
Fotosfera
Matomas Saulės apvalkalas vadinamas fotosfera.Būtent ji spinduliuoja beveik visą energiją, kuri ateina į Žemę. Fotosfera susideda iš granulių, kurie yra pailgi karštų dujų debesys. Čia taip pat galite stebėti mažus taškus, vadinamus fakelais. Jų temperatūra yra apie 200 ° C oC yra didesnė už aplinkinę masę, todėl jieskiriasi ryškumu. Degikliai gali trukti iki kelių savaičių. Šis stabilumas atsiranda dėl to, kad žvaigždės magnetinis laukas neleidžia vertikaliems jonizuotų dujų srautams nukrypti horizontalia kryptimi.
Dėmės
Kartais atsiranda ir fotosferos paviršiustamsiose vietose yra dėmių embrionai. Dažnai dėmės gali išaugti iki skersmens, viršijančio Žemės skersmenį. Saulės dėmės, kaip taisyklė, pasirodo grupėmis, tada plečiasi. Palaipsniui jie suskaidomi į mažesnius plotus, kol visiškai išnyksta. Dėmės atsiranda abiejose saulės pusiaujo pusėse. Kas 11 metų jų skaičius, taip pat taškų užimamas plotas, pasiekia maksimalų. Pagal pastebėtą dėmių judėjimą Galileo sugebėjo aptikti Saulės sukimąsi. Vėliau šis sukimas buvo patobulintas naudojant spektrinę analizę.
Iki šiol mokslininkai glumina, kodėlsaulės dėmių padidėjimo laikotarpis yra lygiai 11 metų. Nepaisant žinių spragų, informacija apie saulės dėmeles ir kitų žvaigždės veiklos aspektų dažnumą leidžia mokslininkams padaryti svarbias prognozes. Ištyrę šiuos duomenis, galite prognozuoti apie magnetinių audrų atsiradimą, pažeidimus radijo ryšio srityje.
Skirtumai nuo kitų kategorijų
Žvaigždės švytėjimas yra energijos kiekiskurį šviesos spindulys skleidžia per vieną laiko vienetą. Šią vertę galima apskaičiuoti pagal energijos kiekį, kuris pasiekia mūsų planetos paviršių, su sąlyga, kad yra žinomas žvaigždės atstumas nuo Žemės. Pagrindinės sekos žvaigždžių šviesumas yra didesnis nei šaltų mažos masės žvaigždžių ir mažesnis nei karštų žvaigždžių, kurių masės svyruoja nuo 60 iki 100 saulės masių.
Šaunios žvaigždės yra apatiniame dešiniajame kampedaugumos žvaigždžių atžvilgiu, o karštos - viršutiniame kairiajame kampe. Be to, daugumoje žvaigždžių, priešingai nei raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai, masė priklauso nuo šviesumo indekso. Kiekviena žvaigždė didžiąją gyvenimo dalį praleidžia pagrindinėje sekoje. Mokslininkai mano, kad masyvesnės žvaigždės gyvena daug mažiau nei tos, kurių masė yra maža. Iš pirmo žvilgsnio turėtų būti atvirkščiai, nes jie turi daugiau vandenilio deginti ir turėtų jį vartoti ilgiau. Tačiau masyvios žvaigždės kurą sunaudoja daug greičiau.
