Звездите са огромни топки от светеща плазма. Има огромен брой от тях в нашата галактика. Звездите са изиграли важна роля в развитието на науката. Те също са отбелязани в митовете на много народи, служеха като инструменти за навигация. Когато са изобретени телескопите, както и законите за движение на небесните тела и гравитацията, учените разбраха, че всички звезди са подобни на Слънцето.
Определение
Звездите от главната последователност включват всички тези, в които водородът се превръща в хелий. Тъй като този процес е характерен за повечето звезди, повечето от светилата, наблюдавани от човека, попадат в тази категория. Например Слънцето също принадлежи към тази група. Алфа Ориони, или, например, спътникът на Сириус, не принадлежат към звездите от главната последователност.
звездни групи
За първи път учените Е. Херцшпрунг и Г. Ръсел се заеха с въпроса за сравняването на звездите с техните спектрални типове. Те създадоха диаграма, която показва спектъра и яркостта на звездите. Впоследствие тази диаграма е кръстена на тях. Повечето от разположените върху него светила се наричат небесни тела на главнитепоследователности. Тази категория включва звезди, вариращи от сини супергиганти до бели джуджета. Яркостта на Слънцето в тази диаграма се приема за единица. Последователността включва звезди с различни маси. Учените са идентифицирали следните категории светила:
- Supergiants - I клас светимост.
- Гиганти - II клас.
- Звезди от главната последователност - V клас.
- Подджуджета - VI клас.
- Бели джуджета – клас VII.
Процеси вътре в осветителните тела
От гледна точка на структурата Слънцето може да бъде разделено на четири условни зони, в които протичат различни физически процеси. Енергията на излъчване на звездата, както и вътрешната топлинна енергия, възникват дълбоко вътре в светилото, като се прехвърлят към външните слоеве. Структурата на звездите от главната последователност е подобна на структурата на светилото на Слънчевата система. Централната част на всяко светило, което принадлежи към тази категория на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, е ядрото. Там непрекъснато протичат ядрени реакции, по време на които хелият се превръща във водород. За да могат водородните ядра да се сблъскат едно с друго, тяхната енергия трябва да е по-голяма от енергията на отблъскване. Следователно такива реакции протичат само при много високи температури. Вътре в Слънцето температурата достига 15 милиона градуса по Целзий. Когато се отдалечава от ядрото на звездата, тя намалява. На външната граница на ядрото температурата вече е половината от стойността в централната част. Плътността на плазмата също намалява.
Ядрени реакции
Но не само във вътрешната структура на главната последователност звездите са подобни на Слънцето. Светилата от тази категория се отличават и с това, че ядрените реакции вътре в тях протичат чрез триетапен процес. Иначе се нарича протон-протонен цикъл. В първата фаза два протона се сблъскват един с друг. В резултат на този сблъсък се появяват нови частици: деутерий, позитрон и неутрино. След това протонът се сблъсква с неутрино частица и се образува ядро на изотопа хелий-3, както и квант на гама лъчи. На третия етап от процеса две ядра на хелий-3 се сливат заедно и се образува обикновен водород.
В хода на тези сблъсъци неутрино елементарни частици постоянно се произвеждат по време на ядрени реакции. Те преодоляват долните слоеве на звездата и летят в междупланетното пространство. Неутрино също са регистрирани на земята. Количеството, което се записва от учените с помощта на инструменти, е несъизмеримо по-малко, отколкото трябва да бъде според предположението на учените. Този проблем е една от най-големите мистерии в слънчевата физика.
Сияеща зона
Следващият слой в структурата на Слънцето и звездите от основната последователност е лъчистата зона. Неговите граници се простират от ядрото до тънък слой, разположен на границата на конвективната зона - тахоклина. Радиантната зона е получила името си от начина, по който енергията се пренася от ядрото към външните слоеве на звездата - радиация. фотони,които постоянно се произвеждат в ядрото, се движат в тази зона, сблъсквайки се с плазмените ядра. Известно е, че скоростта на тези частици е равна на скоростта на светлината. Но въпреки това на фотоните са необходими около милион години, за да достигнат границата на конвективната и радиационната зона. Това забавяне се дължи на постоянния сблъсък на фотони с плазмените ядра и тяхното повторно излъчване.
Tachocline
Слънцето и звездите от главната последователност също имат тънка зона, която очевидно играе важна роля във формирането на магнитното поле на звездите. Нарича се тахоклин. Учените предполагат, че именно тук протичат процесите на магнитното динамо. Той се крие във факта, че плазмените потоци разтягат линиите на магнитното поле и увеличават общата сила на полето. Има също предположения, че в зоната на тахоклин настъпва рязка промяна в химичния състав на плазмата.
Конвективна зона
Тази област представлява най-външния слой. Долната му граница се намира на дълбочина от 200 хиляди км, а горната достига до повърхността на звездата. В началото на конвективната зона температурата все още е доста висока, достига около 2 милиона градуса. Този индикатор обаче вече не е достатъчен, за да се осъществи процесът на йонизация на въглеродни, азотни и кислородни атоми. Тази зона получи името си поради начина, по който има постоянно пренасяне на материята от дълбоките слоеве към външните - конвекция или смесване.
В презентация заЗвездите от основната последователност могат да показват факта, че Слънцето е обикновена звезда в нашата галактика. Следователно редица въпроси - например относно източниците на неговата енергия, структурата, а също и образуването на спектъра - са общи както за Слънцето, така и за други звезди. Нашето светило е уникално по отношение на местоположението си – това е най-близката звезда до нашата планета. Следователно повърхността му е подложена на подробно изследване.
Фотосфера
Видимата обвивка на Слънцето се нарича фотосфера. Именно тя излъчва почти цялата енергия, която идва на Земята. Фотосферата се състои от гранули, които са удължени облаци от горещ газ. Тук можете да наблюдавате и малки петна, които се наричат факли. Температурата им е приблизително 200 oC по-висока от заобикалящата маса, така че те се различават по яркост. Факли могат да съществуват до няколко седмици. Тази стабилност възниква поради факта, че магнитното поле на звездата не позволява на вертикалните потоци йонизирани газове да се отклоняват в хоризонтална посока.
Петна
Също така, понякога по повърхността на фотосферата се появяват тъмни зони - ядрата на петна. Често петната могат да нараснат до диаметър, който надвишава диаметъра на Земята. Слънчевите петна са склонни да се появяват на групи, след което стават все по-големи. Постепенно те се разпадат на по-малки зони, докато изчезнат напълно. Петна се появяват от двете страни на слънчевия екватор. На всеки 11 години техният брой, както и площта, заета от петна, достигат максимум. Според наблюдаваното движение на петната Галилей е успялоткриване на въртенето на слънцето. По-късно това завъртане беше прецизирано с помощта на спектрален анализ.
Досега учените недоумяват защо периодът на увеличаване на слънчевите петна е точно 11 години. Въпреки пропуските в знанията, информацията за слънчевите петна и периодичността на други аспекти на дейността на звездата дава възможност на учените да правят важни прогнози. Чрез изучаване на тези данни е възможно да се правят прогнози за появата на магнитни бури, смущения в областта на радиокомуникациите.
Разлики от други категории
Осветеността на звезда е количеството енергия, което се излъчва от светилото за една единица време. Тази стойност може да се изчисли от количеството енергия, което достига до повърхността на нашата планета, при условие че е известно разстоянието на звездата от Земята. Яркостта на звездите с главна последователност е по-голяма от тази на студените звезди с ниска маса и по-малка от тази на горещите звезди, които имат между 60 и 100 слънчеви маси.
Студените звезди са в долния десен ъгъл спрямо повечето звезди, а горещите звезди са в горния ляв ъгъл. В същото време при повечето звезди, за разлика от червените гиганти и белите джуджета, масата зависи от индекса на светимост. Всяка звезда прекарва по-голямата част от живота си в главната последователност. Учените смятат, че по-масивните звезди живеят много по-малко от тези, които имат малка маса. На пръв поглед би трябвало да е обратното, защото те имат повече водород за изгаряне и трябва да го използват по-дълго. Звездите обачемасивните консумират горивото си много по-бързо.
