Zvijezde su ogromne kugle svjetleće plazme. U našoj galaksiji postoji ogroman broj njih. Zvijezde su imale važnu ulogu u razvoju nauke. Oni su također zabilježeni u mitovima mnogih naroda, služili su kao alati za navigaciju. Kada su izumljeni teleskopi, kao i zakoni kretanja nebeskih tijela i gravitacije, naučnici su shvatili da su sve zvijezde slične Suncu.
Definicija
Zvijezde glavnog niza uključuju sve one u kojima se vodonik pretvara u helijum. Budući da je ovaj proces karakterističan za većinu zvijezda, većina svjetiljki koje čovjek posmatra spada u ovu kategoriju. Na primjer, Sunce također pripada ovoj grupi. Alfa Orionis, ili, na primjer, Sirijusov satelit, ne pripada zvijezdama glavnog niza.
Star grupe
Po prvi put, naučnici E. Hertzsprung i G. Russell su se pozabavili pitanjem poređenja zvijezda sa njihovim spektralnim tipovima. Napravili su grafikon koji prikazuje spektar i sjaj zvijezda. Kasnije je ovaj dijagram dobio ime po njima. Većina svjetiljki koje se nalaze na njemu nazivaju se glavnim nebeskim tijelimasekvence. Ova kategorija uključuje zvijezde u rasponu od plavih supergiganata do bijelih patuljaka. Osvetljenost Sunca u ovom dijagramu se uzima kao jedinica. Slijed uključuje zvijezde različitih masa. Naučnici su identifikovali sljedeće kategorije svjetiljki:
- Supergiants - I klasa luminoznosti.
- Džinovi - II klasa.
- Zvijezde glavne sekvence - V klasa.
- Subdwarfs - VI klasa.
- Beli patuljci – klasa VII.
Procesi unutar svjetiljki
Sa stanovišta strukture, Sunce se može podijeliti na četiri uslovne zone, unutar kojih se odvijaju različiti fizički procesi. Energija zračenja zvijezde, kao i unutrašnja toplinska energija, nastaju duboko unutar svjetiljke, prenoseći se na vanjske slojeve. Struktura zvijezda glavnog niza slična je strukturi svjetiljke Sunčevog sistema. Centralni dio bilo koje svjetiljke koja pripada ovoj kategoriji na Hertzsprung-Russell dijagramu je jezgro. Tamo se neprestano odvijaju nuklearne reakcije tokom kojih se helijum pretvara u vodonik. Da bi se jezgra vodika međusobno sudarala, njihova energija mora biti veća od energije odbijanja. Stoga se takve reakcije odvijaju samo na vrlo visokim temperaturama. Unutar Sunca temperatura dostiže 15 miliona stepeni Celzijusa. Kako se udaljava od jezgra zvijezde, smanjuje se. Na vanjskoj granici jezgra temperatura je već polovina vrijednosti u središnjem dijelu. Gustoća plazme također se smanjuje.
Nuklearne reakcije
Ali ne samo u unutrašnjoj strukturi glavnog niza zvijezde su slične Suncu. Svetiljke ove kategorije odlikuju se i činjenicom da se nuklearne reakcije unutar njih odvijaju kroz proces u tri faze. Inače se naziva proton-protonski ciklus. U prvoj fazi, dva protona se sudaraju. Kao rezultat ovog sudara pojavljuju se nove čestice: deuterijum, pozitron i neutrino. Zatim se proton sudara sa česticom neutrina i formira se jezgro izotopa helija-3, kao i kvant gama zraka. U trećoj fazi procesa spajaju se dvije jezgre helijuma-3 i nastaje običan vodonik.
U toku ovih sudara, elementarne čestice neutrina se konstantno proizvode tokom nuklearnih reakcija. Oni savladavaju donje slojeve zvijezde i lete u međuplanetarni prostor. Neutrini su takođe registrovani na zemlji. Količina koju naučnici zabilježe uz pomoć instrumenata je neuporedivo manja nego što bi trebala biti prema pretpostavci naučnika. Ovaj problem je jedna od najvećih misterija u solarnoj fizici.
Radiant zone
Sljedeći sloj u strukturi Sunca i zvijezda glavnog niza je zona zračenja. Njegove se granice protežu od jezgre do tankog sloja koji se nalazi na granici konvektivne zone - tahokline. Zona zračenja dobila je ime po načinu na koji se energija prenosi iz jezgra u vanjske slojeve zvijezde - radijaciji. fotoni,koji se stalno proizvode u jezgri, kreću se u ovoj zoni, sudarajući se sa jezgrima plazme. Poznato je da je brzina ovih čestica jednaka brzini svjetlosti. Ali uprkos tome, fotonima je potrebno oko milion godina da stignu do granice konvektivne i radijativne zone. Ovo kašnjenje je zbog stalnog sudara fotona sa jezgrima plazme i njihove ponovne emisije.
Tachocline
Sunce i zvijezde glavnog niza također imaju tanku zonu, koja očigledno igra važnu ulogu u formiranju magnetnog polja zvijezda. Zove se tahoklina. Naučnici sugeriraju da se ovdje odvijaju procesi magnetnog dinamo-a. Leži u činjenici da tokovi plazme rastežu linije magnetnog polja i povećavaju ukupnu jačinu polja. Postoje i sugestije da se u zoni tahokline dešava oštra promjena u hemijskom sastavu plazme.
konvektivna zona
Ova oblast predstavlja najudaljeniji sloj. Njegova donja granica nalazi se na dubini od 200 hiljada km, a gornja doseže površinu zvijezde. Na početku konvektivne zone temperatura je i dalje prilično visoka, dostiže oko 2 miliona stepeni. Međutim, ovaj pokazatelj više nije dovoljan za proces ionizacije atoma ugljika, dušika i kisika. Ova zona je dobila ime po načinu na koji postoji stalni prijenos materije iz dubokih slojeva u vanjske - konvekcija, odnosno miješanje.
U prezentaciji oZvijezde glavnog niza mogu ukazivati na činjenicu da je Sunce obična zvijezda u našoj galaksiji. Stoga su brojna pitanja - na primjer, o izvorima njegove energije, strukturi, kao i formiranju spektra - zajednička i Suncu i drugim zvijezdama. Naša svjetiljka je jedinstvena po svojoj lokaciji - to je najbliža zvijezda našoj planeti. Stoga je njegova površina podvrgnuta detaljnom proučavanju.
Photosfera
Vidljiva ljuska Sunca naziva se fotosfera. Ona je ta koja zrači gotovo svu energiju koja dolazi na Zemlju. Fotosfera se sastoji od granula, koje su izduženi oblaci vrućeg plina. Ovdje možete uočiti i male tačke, koje se nazivaju baklje. Njihova temperatura je otprilike 200 oC viša od okolne mase, tako da se razlikuju po svjetlini. Baklje mogu postojati i do nekoliko sedmica. Ova stabilnost nastaje zbog činjenice da magnetno polje zvijezde ne dozvoljava vertikalnim strujama joniziranih plinova da odstupaju u horizontalnom smjeru.
Spotovi
Takođe, na površini fotosfere se ponekad pojavljuju tamna područja - jezgra mrlja. Često mrlje mogu narasti do prečnika koji premašuje prečnik Zemlje. Sunčeve pjege se obično pojavljuju u grupama, a zatim postaju sve veće. Postepeno se raspadaju na manja područja dok ne nestanu u potpunosti. Mrlje se pojavljuju na obje strane solarnog ekvatora. Svakih 11 godina njihov broj, kao i površina koju zauzimaju pjege, dostižu maksimum. Prema uočenom kretanju mrlja, Galileo je mogaodetektovati rotaciju sunca. Kasnije je ova rotacija rafinirana spektralnom analizom.
Do sada se naučnici pitaju zašto je period povećanja sunčevih pjega tačno 11 godina. Uprkos prazninama u znanju, informacije o sunčevim pjegama i periodičnosti drugih aspekata aktivnosti zvijezde daju naučnicima priliku da naprave važna predviđanja. Proučavanjem ovih podataka moguće je predvideti pojavu magnetnih oluja, poremećaja u oblasti radio komunikacija.
Razlike od drugih kategorija
Svjetlost zvijezde je količina energije koju emituje svjetiljka u jednoj jedinici vremena. Ova vrijednost se može izračunati iz količine energije koja dopire do površine naše planete, pod uslovom da je poznata udaljenost zvijezde od Zemlje. Sjaj zvezda glavnog niza je veći od sjaja hladnih zvezda male mase i manji od sjaja vrućih zvezda, koje imaju između 60 i 100 solarnih masa.
Hladne zvijezde su u donjem desnom uglu u odnosu na većinu zvijezda, a vruće su u gornjem lijevom uglu. Istovremeno, kod većine zvijezda, za razliku od crvenih divova i bijelih patuljaka, masa ovisi o indeksu sjaja. Svaka zvijezda većinu svog života provodi na glavnoj sekvenci. Naučnici vjeruju da masivnije zvijezde žive mnogo manje od onih koje imaju malu masu. Na prvi pogled bi trebalo biti suprotno, jer imaju više vodonika za sagorijevanje i moraju ga duže koristiti. Međutim, zvijezdemasivni troše gorivo mnogo brže.
