Stjerner er enorme kugler af lysende plasma. Der er et stort antal af dem i vores galakse. Stjernerne har spillet en vigtig rolle i udviklingen af videnskaben. De blev også bemærket i myterne om mange folk, tjente som navigationsværktøjer. Da teleskoper blev opfundet, såvel som lovene for bevægelse af himmellegemer og tyngdekraft, indså forskerne, at alle stjerner ligner Solen.
Definition
Hovedsekvensstjernerne inkluderer alle dem, hvor brint bliver til helium. Da denne proces er karakteristisk for de fleste stjerner, falder de fleste af de lyskilder, som mennesket observerer, ind i denne kategori. For eksempel hører Solen også til denne gruppe. Alpha Orionis, eller for eksempel Sirius satellit, hører ikke til hovedsekvensstjernerne.
Stjernegrupper
For første gang tog forskerne E. Hertzsprung og G. Russell spørgsmålet op om at sammenligne stjerner med deres spektr altyper. De lavede et diagram, der viste stjernernes spektrum og lysstyrke. Efterfølgende blev dette diagram opkaldt efter dem. De fleste af armaturerne, der er placeret på den, kaldes hovedets himmellegemersekvenser. Denne kategori omfatter stjerner lige fra blå supergiganter til hvide dværge. Solens lysstyrke i dette diagram tages som enhed. Sekvensen omfatter stjerner med forskellige masser. Forskere har identificeret følgende kategorier af armaturer:
- Supergiants - I klasse lysstyrke.
- Giants - II klasse.
- Stjerner i hovedsekvensen - V-klasse.
- Subdwarfs - VI-klasse.
- Hvide dværge – klasse VII.
Processer inde i armaturerne
Set fra strukturens synspunkt kan Solen opdeles i fire betingede zoner, inden for hvilke forskellige fysiske processer finder sted. Stjernens strålingsenergi såvel som den indre termiske energi opstår dybt inde i lyset og overføres til de ydre lag. Strukturen af hovedsekvensstjernerne ligner strukturen af solsystemets lyskilde. Den centrale del af enhver armatur, der tilhører denne kategori på Hertzsprung-Russell-diagrammet, er kernen. Der finder hele tiden kernereaktioner sted, hvor helium omdannes til brint. For at brintkerner kan kollidere med hinanden, skal deres energi være større end frastødningsenergien. Derfor forløber sådanne reaktioner kun ved meget høje temperaturer. Inde i Solen når temperaturen 15 millioner grader Celsius. Når den bevæger sig væk fra stjernens kerne, aftager den. Ved den ydre grænse af kernen er temperaturen allerede halvdelen af værdien i den centrale del. Plasmadensiteten falder også.
Atomreaktioner
Men ikke kun i den indre struktur af hovedsekvensen ligner stjerner Solen. Armaturerne i denne kategori er også kendetegnet ved, at nukleare reaktioner inde i dem sker gennem en tre-trins proces. Ellers kaldes det proton-proton-cyklussen. I den første fase kolliderer to protoner med hinanden. Som et resultat af denne kollision opstår der nye partikler: deuterium, positron og neutrino. Dernæst kolliderer protonen med en neutrinopartikel, og der dannes en kerne af helium-3 isotopen samt et gammastrålekvante. På det tredje trin af processen smelter to helium-3 kerner sammen, og der dannes almindelig brint.
I løbet af disse kollisioner produceres der konstant neutrinopartikler under nukleare reaktioner. De overvinder de nederste lag af stjernen og flyver ind i det interplanetariske rum. Neutrinoer er også registreret på jorden. Den mængde, der registreres af videnskabsmænd ved hjælp af instrumenter, er urimeligt mindre, end de burde være ifølge videnskabsmænds antagelse. Dette problem er et af de største mysterier inden for solfysik.
Strålende zone
Det næste lag i strukturen af Solen og hovedsekvensstjerner er strålingszonen. Dens grænser strækker sig fra kernen til et tyndt lag placeret på grænsen af den konvektive zone - tachoklinen. Strålingszonen har fået sit navn fra den måde, hvorpå energi overføres fra kernen til stjernens ydre lag - stråling. fotoner,som konstant produceres i kernen, bevæger sig i denne zone og kolliderer med plasmakernerne. Det er kendt, at disse partiklers hastighed er lig med lysets hastighed. Men på trods af dette tager det fotoner omkring en million år at nå grænsen for de konvektive og strålingszoner. Denne forsinkelse skyldes den konstante kollision af fotoner med plasmakernerne og deres re-emission.
Tachocline
Solen og hovedsekvensstjernerne har også en tynd zone, der tilsyneladende spiller en vigtig rolle i dannelsen af stjernernes magnetfelt. Det kaldes en tachoklin. Forskere foreslår, at det er her, at processerne i den magnetiske dynamo finder sted. Det ligger i, at plasmastrømme strækker magnetfeltlinjerne og øger den samlede feltstyrke. Der er også forslag om, at der sker en skarp ændring i plasmaets kemiske sammensætning i tachoklinzonen.
Konvektiv zone
Dette område repræsenterer det yderste lag. Dens nedre grænse er placeret i en dybde på 200 tusinde km, og den øverste når stjernens overflade. I begyndelsen af konvektionszonen er temperaturen stadig ret høj, den når omkring 2 millioner grader. Denne indikator er imidlertid ikke længere tilstrækkelig til, at processen med ionisering af kulstof-, nitrogen- og oxygenatomer kan forekomme. Denne zone har fået sit navn på grund af den måde, hvorpå der er en konstant overførsel af stof fra de dybe lag til de ydre - konvektion eller blanding.
I en præsentation omHovedsekvensstjerner kan indikere, at Solen er en almindelig stjerne i vores galakse. Derfor er en række spørgsmål - for eksempel om kilderne til dets energi, struktur og også dannelsen af spektret - fælles for både Solen og andre stjerner. Vores lyskilde er unik med hensyn til dens placering - det er den stjerne, der er tættest på vores planet. Derfor er dens overflade udsat for en detaljeret undersøgelse.
Photosphere
Solens synlige skal kaldes fotosfæren. Det er hende, der udstråler næsten al den energi, der kommer til Jorden. Fotosfæren består af granulat, som er aflange skyer af varm gas. Her kan man også observere små pletter, som kaldes fakler. Deres temperatur er cirka 200 oC højere end den omgivende masse, så de adskiller sig i lysstyrke. Fakler kan eksistere i op til flere uger. Denne stabilitet opstår på grund af det faktum, at stjernens magnetfelt ikke tillader de lodrette strømme af ioniserede gasser at afvige i vandret retning.
Spots
Også forekommer mørke områder nogle gange på overfladen af fotosfæren - kernerne af pletter. Ofte kan pletter vokse til en diameter, der overstiger jordens diameter. Solpletter har en tendens til at dukke op i grupper og derefter vokse sig større. Gradvist bryder de op i mindre områder, indtil de helt forsvinder. Pletter vises på begge sider af solækvator. Hvert 11. år når deres antal, såvel som området besat af pletter, et maksimum. Ifølge den observerede bevægelse af pletterne var Galileo i stand tilregistrere solens rotation. Senere blev denne rotation forfinet ved hjælp af spektralanalyse.
Indtil nu har videnskabsmænd undret sig over, hvorfor perioden med stigende solpletter er præcis 11 år. På trods af huller i viden giver information om solpletter og periodiciteten af andre aspekter af stjernens aktivitet forskerne mulighed for at komme med vigtige forudsigelser. Ved at studere disse data er det muligt at lave forudsigelser om begyndelsen af magnetiske storme, forstyrrelser inden for radiokommunikation.
Forskelle fra andre kategorier
Lysstyrken af en stjerne er mængden af energi, der udsendes af lyskilden i en tidsenhed. Denne værdi kan beregnes ud fra mængden af energi, der når overfladen af vores planet, forudsat at stjernens afstand fra Jorden er kendt. Lysstyrken af hovedsekvensstjerner er større end for kolde stjerner med lav masse og mindre end for varme stjerner, som er mellem 60 og 100 solmasser.
Kolde stjerner er i nederste højre hjørne i forhold til de fleste stjerner, og varme stjerner er i øverste venstre hjørne. Samtidig afhænger massen i de fleste stjerner, i modsætning til røde kæmper og hvide dværge, af lysstyrkeindekset. Hver stjerne bruger det meste af sit liv på hovedsekvensen. Forskere mener, at mere massive stjerner lever meget mindre end dem, der har en lille masse. Umiddelbart skulle det være det modsatte, for de har mere brint at forbrænde, og de skal bruge det længere. Dog stjernernemassive forbrugere deres brændstof meget hurtigere.
