Stelele sunt bile uriașe de plasmă luminoasă. Există un număr mare de ele în galaxia noastră. Stelele au jucat un rol important în dezvoltarea științei. Ele au fost remarcate și în miturile multor popoare, servite ca instrumente de navigație. Când au fost inventate telescoapele, precum și legile mișcării corpurilor cerești și a gravitației, oamenii de știință și-au dat seama că toate stelele sunt similare cu Soarele.
Definiție
Stelele din secvența principală le includ pe toate cele în care hidrogenul se transformă în heliu. Deoarece acest proces este caracteristic pentru majoritatea stelelor, majoritatea luminilor observate de om se încadrează în această categorie. De exemplu, Soarele aparține și el acestui grup. Alpha Orionis, sau, de exemplu, satelitul lui Sirius, nu aparțin stelelor din secvența principală.
Grupuri de stele
Pentru prima dată, oamenii de știință E. Hertzsprung și G. Russell au abordat problema comparării stelelor cu tipurile lor spectrale. Ei au creat o diagramă care arăta spectrul și luminozitatea stelelor. Ulterior, această diagramă a fost numită după ei. Majoritatea luminilor situate pe el se numesc corpuri cerești ale principaluluisecvente. Această categorie include stele, de la supergiganți albaștri până la pitice albe. Luminozitatea Soarelui în această diagramă este luată ca unitate. Secvența include stele de diferite mase. Oamenii de știință au identificat următoarele categorii de corpuri de iluminat:
- Supergianti - Luminozitate clasa I.
- Giants - clasa II.
- Stele din secvența principală - clasa V.
- Subpitici - clasa VI.
- Pitici albi – clasa VII.
Procese în interiorul luminarilor
Din punct de vedere al structurii, Soarele poate fi împărțit în patru zone condiționate, în cadrul cărora au loc diverse procese fizice. Energia de radiație a stelei, precum și energia termică internă, iau naștere adânc în interiorul luminii, fiind transferate în straturile exterioare. Structura stelelor din secvența principală este similară cu structura luminii sistemului solar. Partea centrală a oricărui corp de iluminat care aparține acestei categorii pe diagrama Hertzsprung-Russell este nucleul. Acolo au loc constant reacții nucleare, în timpul cărora heliul este transformat în hidrogen. Pentru ca nucleele de hidrogen să se ciocnească între ele, energia lor trebuie să fie mai mare decât energia de repulsie. Prin urmare, astfel de reacții au loc numai la temperaturi foarte ridicate. În interiorul Soarelui, temperatura ajunge la 15 milioane de grade Celsius. Pe măsură ce se îndepărtează de miezul stelei, scade. La limita exterioară a miezului, temperatura este deja jumătate din valoarea din partea centrală. De asemenea, densitatea plasmei scade.
Reacții nucleare
Dar nu numai în structura internă a secvenței principale stelele sunt similare cu Soarele. Luminatele din această categorie se disting și prin faptul că reacțiile nucleare din interiorul lor au loc printr-un proces în trei etape. În caz contrar, se numește ciclu proton-proton. În prima fază, doi protoni se ciocnesc unul de altul. În urma acestei ciocniri, apar noi particule: deuteriu, pozitroni și neutrini. Apoi, protonul se ciocnește cu o particulă de neutrin și se formează un nucleu al izotopului de heliu-3, precum și un cuantum de raze gamma. În a treia etapă a procesului, două nuclee de heliu-3 fuzionează împreună și se formează hidrogenul obișnuit.
În cursul acestor ciocniri, particulele elementare de neutrini sunt produse în mod constant în timpul reacțiilor nucleare. Ei depășesc straturile inferioare ale stelei și zboară în spațiul interplanetar. Neutrinii sunt de asemenea înregistrați la sol. Suma care este înregistrată de oamenii de știință cu ajutorul instrumentelor este incomensurabil mai mică decât ar trebui să fie în ipoteza oamenilor de știință. Această problemă este unul dintre cele mai mari mistere din fizica solară.
Zonă radiantă
Următorul strat din structura Soarelui și a stelelor din secvența principală este zona radiantă. Limitele sale se extind de la miez la un strat subțire situat la granița zonei convective - tahoclinul. Zona radiantă și-a primit numele de la modul în care energia este transferată din nucleu către straturile exterioare ale stelei - radiație. fotoni,care sunt produse constant în nucleu, se deplasează în această zonă, ciocnind cu nucleii plasmatici. Se știe că viteza acestor particule este egală cu viteza luminii. Dar, în ciuda acestui fapt, este nevoie de fotoni de aproximativ un milion de ani pentru a ajunge la limita zonelor convective și radiative. Această întârziere se datorează ciocnirii constante a fotonilor cu nucleele plasmatice și reemisiei acestora.
Tahocline
Soarele și stelele din secvența principală au, de asemenea, o zonă subțire, aparent jucând un rol important în formarea câmpului magnetic al stelelor. Se numește tahoclină. Oamenii de știință sugerează că aici au loc procesele dinamului magnetic. Constă în faptul că fluxurile de plasmă întind liniile câmpului magnetic și cresc puterea generală a câmpului. Există, de asemenea, sugestii că în zona tahoclinică are loc o schimbare bruscă a compoziției chimice a plasmei.
Zonă convectivă
Această zonă reprezintă stratul cel mai exterior. Limita sa inferioară este situată la o adâncime de 200 de mii de km, iar cea superioară ajunge la suprafața stelei. La începutul zonei convective, temperatura este încă destul de ridicată, ajunge la aproximativ 2 milioane de grade. Cu toate acestea, acest indicator nu mai este suficient pentru a avea loc procesul de ionizare a atomilor de carbon, azot și oxigen. Această zonă și-a primit numele datorită modului în care există un transfer constant de materie din straturile profunde către cele exterioare - convecție sau amestecare.
Într-o prezentare despreStelele din secvența principală pot indica faptul că Soarele este o stea obișnuită în galaxia noastră. Prin urmare, o serie de întrebări - de exemplu, despre sursele de energie, structura sa și, de asemenea, formarea spectrului - sunt comune atât Soarelui, cât și altor stele. Lumina noastră este unică în ceea ce privește locația sa - este cea mai apropiată stea de planeta noastră. Prin urmare, suprafața sa este supusă unui studiu detaliat.
Photosphere
Coaja vizibilă a Soarelui se numește fotosferă. Ea este cea care radiază aproape toată energia care vine pe Pământ. Fotosfera este formată din granule, care sunt nori alungiți de gaz fierbinte. Aici puteți observa și pete mici, care se numesc torțe. Temperatura lor este cu aproximativ 200 oC mai mare decât masa din jur, deci diferă ca luminozitate. Torțele pot exista până la câteva săptămâni. Această stabilitate apare din cauza faptului că câmpul magnetic al stelei nu permite fluxurilor verticale de gaze ionizate să devieze pe o direcție orizontală.
Spots
De asemenea, uneori apar zone întunecate pe suprafața fotosferei - nucleele de pete. Adesea, petele pot crește până la un diametru care depășește diametrul Pământului. Petele solare tind să apară în grupuri, apoi să devină mai mari. Treptat, se despart în zone mai mici până când dispar cu totul. Pete apar pe ambele părți ale ecuatorului solar. La fiecare 11 ani, numărul acestora, precum și suprafața ocupată de spoturi, ajunge la maximum. Conform mișcării observate a petelor, Galileo a pututdetectează rotația soarelui. Mai târziu, această rotație a fost rafinată folosind analiza spectrală.
Până acum, oamenii de știință se întreabă de ce perioada de creștere a petelor solare este de exact 11 ani. În ciuda lipsurilor de cunoștințe, informațiile despre petele solare și periodicitatea altor aspecte ale activității stelei oferă oamenilor de știință posibilitatea de a face predicții importante. Prin studierea acestor date se pot face predicții despre declanșarea furtunilor magnetice, perturbații în domeniul comunicațiilor radio.
Diferențe față de alte categorii
Luminozitatea unei stele este cantitatea de energie care este emisă de luminar într-o unitate de timp. Această valoare poate fi calculată din cantitatea de energie care ajunge la suprafața planetei noastre, cu condiția să se cunoască distanța stelei de Pământ. Luminozitatea stelelor din secvența principală este mai mare decât cea a stelelor reci, cu masă mică și mai mică decât cea a stelelor fierbinți, care au între 60 și 100 de mase solare.
Stelele reci sunt în colțul din dreapta jos în raport cu majoritatea stelelor, iar stelele fierbinți sunt în colțul din stânga sus. În același timp, la majoritatea stelelor, spre deosebire de giganții roșii și piticele albe, masa depinde de indicele de luminozitate. Fiecare stea își petrece cea mai mare parte a vieții în secvența principală. Oamenii de știință cred că stelele mai masive trăiesc mult mai puțin decât cele care au o masă mică. La prima vedere, ar trebui să fie invers, pentru că au mai mult hidrogen de ars și trebuie să-l folosească mai mult timp. Cu toate acestea, stelelecele masive își consumă combustibilul mult mai repede.
