Sterren zijn enorme ballen die bestaan uitgloeiend plasma. Er zijn er een groot aantal in onze Melkweg. Sterren speelden een belangrijke rol in de ontwikkeling van de wetenschap. Ze werden ook opgemerkt in de mythen van veel volkeren en dienden als navigatiehulpmiddelen. Toen telescopen werden uitgevonden en de bewegingswetten van hemellichamen en de zwaartekracht werden ontdekt, beseften wetenschappers: alle sterren lijken op de zon.
definitie
Hoofdreekssterren omvatten alle sterrendie waarin waterstof wordt omgezet in helium. Omdat dit proces kenmerkend is voor de meeste sterren, vallen de meeste door mensen waargenomen hemellichamen in deze categorie. De zon behoort bijvoorbeeld ook tot deze groep. Alpha Orionis, of bijvoorbeeld de satelliet van Sirius, behoort niet tot de sterren van de hoofdreeks.
Groepen sterren
Voor het eerst wordt de kwestie van het vergelijken van sterren met hunWetenschappers E. Hertzsprung en G. Russell volgden spectrale lessen. Ze creëerden een diagram dat het spectrum en de helderheid van sterren liet zien. Dit diagram werd vervolgens naar hen vernoemd. De meeste hemellichamen die zich erop bevinden, worden hoofdreekshemellichamen genoemd. Deze categorie omvat sterren variërend van blauwe superreuzen tot witte dwergen. De helderheid van de zon in dit diagram wordt als eenheid beschouwd. De reeks bevat sterren met verschillende massa's. Wetenschappers hebben de volgende categorieën hemellichamen geïdentificeerd:
- Superreuzen – helderheidsklasse I.
- Giants – II-klasse.
- Hoofdreekssterren - klasse V.
- Subdwergen - VI-klasse.
- Witte dwergen – klasse VII.
Processen in de sterren
Vanuit structureel oogpunt zou de zon dat wel kunnen zijnverdeeld in vier conventionele zones, waarbinnen verschillende fysieke processen plaatsvinden. De stralingsenergie van de ster, evenals de interne thermische energie, ontstaat diep in de ster en wordt doorgegeven aan de buitenste lagen. De structuur van hoofdreekssterren is vergelijkbaar met de structuur van het zonnestelsel. Het centrale deel van elk armatuur, dat tot deze categorie in het Hertzsprung-Russell-diagram behoort, is de kern. Daar vinden voortdurend kernreacties plaats, waarbij helium wordt omgezet in waterstof. Om waterstofkernen met elkaar te laten botsen, moet hun energie hoger zijn dan de afstotende energie. Daarom vinden dergelijke reacties alleen plaats bij zeer hoge temperaturen. De temperatuur in de zon bereikt 15 miljoen graden Celsius. Naarmate het zich van de kern van de ster verwijdert, neemt het af. Aan de buitengrens van de kern is de temperatuur al de helft van de waarde in het centrale deel. Ook de plasmadichtheid neemt af.
Kernreacties
Maar niet alleen door de interne structuur van de sterhoofdreeks zijn vergelijkbaar met de zon. De beroemdheden van deze categorie onderscheiden zich ook door het feit dat kernreacties in hen plaatsvinden via een proces in drie fasen. Anders wordt het de proton-protoncyclus genoemd. In de eerste fase botsen twee protonen met elkaar. Als gevolg van deze botsing verschijnen er nieuwe deeltjes: deuterium, positron en neutrino. Vervolgens botst het proton met een neutrinodeeltje en verschijnt er een kern van de helium-3-isotoop, evenals een gammastralingskwantum. In de derde fase van het proces versmelten twee helium-3-kernen met elkaar en wordt gewone waterstof gevormd.
Tijdens deze botsingen tijdens kernenergiereacties produceren voortdurend elementaire neutrinodeeltjes. Ze overwinnen de lagere lagen van de ster en vliegen de interplanetaire ruimte in. Neutrino's worden ook op aarde gedetecteerd. De hoeveelheid die door wetenschappers met behulp van instrumenten wordt geregistreerd, is onevenredig kleiner dan wat wetenschappers veronderstellen dat het zou moeten zijn. Dit probleem is een van de grootste mysteries in de zonnefysica.
Stralende zone
De volgende laag in de structuur van de zon en de sterren is de belangrijkstesequentie is de zona radiata. De grenzen strekken zich uit van de kern tot een dunne laag gelegen op de grens van de convectieve zone - de tachocline. De stralingszone dankt zijn naam aan de manier waarop energie wordt overgedragen van de kern naar de buitenste lagen van de sterstraling. Fotonen, die voortdurend in de kern worden geproduceerd, bewegen zich in deze zone en botsen met de plasmakernen. Het is bekend dat de snelheid van deze deeltjes gelijk is aan de snelheid van het licht. Maar desondanks duurt het ongeveer een miljoen jaar voordat fotonen de grens van de convectieve en stralingszones bereiken. Deze vertraging treedt op als gevolg van de constante botsing van fotonen met plasmakernen en hun heruitzending.
Tacholine
De zon en de hoofdreekssterren ookhebben een dunne zone, die blijkbaar een belangrijke rol speelt bij de vorming van het magnetische veld van lampen. Het heet tachocline. Wetenschappers suggereren dat dit is waar magnetische dynamoprocessen plaatsvinden. Het ligt in het feit dat plasmastromen magnetische veldlijnen uitrekken en de algehele veldsterkte vergroten. Er zijn ook suggesties dat er in de tachoclinezone een scherpe verandering is in de chemische samenstelling van het plasma.
Convectieve zone
Dit gebied is de buitenste laag.De ondergrens bevindt zich op een diepte van 200.000 km en de bovengrens bereikt het oppervlak van de ster. Aan het begin van de convectieve zone is de temperatuur nog steeds vrij hoog en bereikt ongeveer 2 miljoen graden. Deze indicator is echter niet langer voldoende om het ionisatieproces van koolstof-, stikstof- en zuurstofatomen te laten plaatsvinden. Deze zone dankt zijn naam aan de methode waarmee materie voortdurend wordt overgebracht van diepe naar externe lagen: convectie of vermenging.
In de hoofdpresentatie over sterrenDe volgorde kan worden aangegeven door het feit dat de zon een gewone ster in ons sterrenstelsel is. Daarom zijn een aantal vragen - bijvoorbeeld over de energiebronnen, de structuur en de vorming van het spectrum - gemeenschappelijk voor zowel de zon als andere sterren. Onze ster is uniek qua locatie: het is de dichtstbijzijnde ster bij onze planeet. Daarom wordt het oppervlak onderworpen aan gedetailleerd onderzoek.
Fotosfeer
De zichtbare schil van de zon wordt de fotosfeer genoemd.Zij is het die bijna alle energie uitzendt die naar de aarde komt. De fotosfeer bestaat uit korrels, dit zijn langwerpige wolken van heet gas. Hier kun je ook kleine plekjes observeren die fakkels worden genoemd. Hun temperatuur is ongeveer 200 overC is hoger dan de omringende massa, dus zijverschillen in helderheid. Fakkels kunnen tot enkele weken meegaan. Deze stabiliteit ontstaat doordat het magnetische veld van de ster niet toestaat dat verticale stromen van geïoniseerde gassen in horizontale richting afwijken.
Vlekken
Ook op het oppervlak van de fotosfeer verschijnen somsdonkere gebieden zijn vlekkernen. Vaak kunnen vlekken uitgroeien tot een diameter die groter is dan de diameter van de aarde. Zonnevlekken hebben de neiging om in groepen te verschijnen en vervolgens groter te worden. Geleidelijk worden ze opgesplitst in kleinere secties totdat ze volledig verdwijnen. Er verschijnen vlekken aan beide zijden van de zonne-evenaar. Elke 11 jaar bereikt hun aantal, evenals het gebied dat door de vlekken wordt ingenomen, een maximum. Aan de hand van de waargenomen beweging van de zonnevlekken kon Galileo de rotatie van de zon detecteren. Deze rotatie werd later verfijnd met behulp van spectrale analyse.
Wetenschappers vragen zich nog steeds af waaromDe periode van toename van zonnevlekken is precies 11 jaar. Ondanks de hiaten in de kennis, geeft informatie over zonnevlekken en de periodiciteit van andere aspecten van de activiteit van een ster wetenschappers de mogelijkheid om belangrijke voorspellingen te doen. Door deze gegevens te bestuderen, kan men voorspellingen doen over het optreden van magnetische stormen en verstoringen in de radiocommunicatie.
Verschillen met andere categorieën
De helderheid van een ster is de hoeveelheid energiedie in één tijdseenheid door een armatuur wordt uitgezonden. Deze waarde kan worden berekend op basis van de hoeveelheid energie die het oppervlak van onze planeet bereikt, op voorwaarde dat de afstand van de ster tot de aarde bekend is. Hoofdreekssterren zijn helderder dan koele sterren met een lage massa en minder lichtgevend dan hete sterren, die tussen de 60 en 100 zonsmassa's hebben.
Coole sterren staan in de rechter benedenhoekten opzichte van de meeste lampen, en de heetste bevinden zich in de linkerbovenhoek. Bovendien hangt de massa van de meeste sterren, in tegenstelling tot rode reuzen en witte dwergen, af van de helderheidsindex. Elke ster brengt het grootste deel van zijn leven door in de hoofdreeks. Wetenschappers geloven dat massievere sterren een veel kortere levensduur hebben dan sterren met een lage massa. Op het eerste gezicht zou het andersom moeten zijn, omdat ze meer waterstof moeten verbranden en daar langer mee moeten omgaan. Zware sterren verbruiken hun brandstof echter veel sneller.
