Žvaigždės yra didžiuliai šviečiančios plazmos rutuliukai. Mūsų galaktikoje jų yra labai daug. Žvaigždės vaidino svarbų vaidmenį mokslo raidoje. Jie taip pat buvo pažymėti daugelio tautų mituose, tarnavo kaip navigacijos įrankiai. Kai buvo išrasti teleskopai, taip pat dangaus kūnų judėjimo ir gravitacijos dėsniai, mokslininkai suprato, kad visos žvaigždės yra panašios į Saulę.
Apibrėžimas
Pagrindinės sekos žvaigždės apima visas tas, kuriose vandenilis virsta heliu. Kadangi šis procesas būdingas daugumai žvaigždžių, dauguma žmonių stebimų šviesulių patenka į šią kategoriją. Pavyzdžiui, šiai grupei priklauso ir Saulė. Alfa Orionis arba, pavyzdžiui, Sirijaus palydovas, nepriklauso pagrindinės sekos žvaigždėms.
Žvaigždžių grupės
Mokslininkai E. Hertzsprung ir G. Russell pirmą kartą ėmėsi lyginti žvaigždes su jų spektriniais tipais. Jie sukūrė diagramą, kurioje buvo parodytas žvaigždžių spektras ir šviesumas. Vėliau ši diagrama buvo pavadinta jų vardu. Dauguma jame esančių šviestuvų vadinami pagrindinio dangaus kūnaissekos. Į šią kategoriją įeina žvaigždės – nuo mėlynųjų supergigantų iki b altųjų nykštukų. Saulės šviesumas šioje diagramoje laikomas vienetu. Seka apima įvairios masės žvaigždes. Mokslininkai nustatė šias šviestuvų kategorijas:
- Supergiants – I klasės šviesumas.
- Milžinai – II klasė.
- Pagrindinės sekos žvaigždės – V klasė.
- Subdwarfs – VI klasė.
- B altieji nykštukai – VII klasė.
Procesai šviestuvų viduje
Struktūros požiūriu Saulę galima suskirstyti į keturias sąlygines zonas, kuriose vyksta įvairūs fiziniai procesai. Žvaigždės spinduliuotės energija, kaip ir vidinė šiluminė energija, kyla giliai šviestuvo viduje, perduodama į išorinius sluoksnius. Pagrindinės sekos žvaigždžių sandara panaši į Saulės sistemos šviestuvo struktūrą. Centrinė bet kurio šviestuvo, priklausančio šiai kategorijai Hertzsprung-Russell diagramoje, dalis yra šerdis. Ten nuolat vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu helis virsta vandeniliu. Kad vandenilio branduoliai susidurtų vienas su kitu, jų energija turi būti didesnė už atstūmimo energiją. Todėl tokios reakcijos vyksta tik labai aukštoje temperatūroje. Saulės viduje temperatūra siekia 15 milijonų laipsnių Celsijaus. Kai jis tolsta nuo žvaigždės šerdies, jis mažėja. Išorinėje šerdies riboje temperatūra jau yra pusė vertės centrinėje dalyje. Plazmos tankis taip pat mažėja.
Branduolinės reakcijos
Tačiau ne tik pagrindinės sekos vidine struktūra žvaigždės yra panašios į Saulę. Šios kategorijos šviesuliai išsiskiria ir tuo, kad branduolinės reakcijos jų viduje vyksta per trijų etapų procesą. Priešingu atveju jis vadinamas protonų ir protonų ciklu. Pirmoje fazėje du protonai susiduria vienas su kitu. Dėl šio susidūrimo atsiranda naujų dalelių: deuterio, pozitrono ir neutrino. Toliau protonas susiduria su neutrino dalele ir susidaro helio-3 izotopo branduolys, taip pat gama spindulių kvantas. Trečiajame proceso etape du helio-3 branduoliai susilieja ir susidaro paprastas vandenilis.
Šių susidūrimų metu branduolinių reakcijų metu nuolat susidaro elementariosios neutrino dalelės. Jie įveikia apatinius žvaigždės sluoksnius ir nuskrenda į tarpplanetinę erdvę. Neutrinai taip pat registruojami žemėje. Kiekis, kurį mokslininkai fiksuoja instrumentų pagalba, yra nepalyginamai mažesnis, nei turėtų būti, mokslininkų nuomone. Ši problema yra viena didžiausių saulės fizikos paslapčių.
Spinduliavimo zona
Kitas Saulės ir pagrindinės sekos žvaigždžių struktūros sluoksnis yra spinduliavimo zona. Jo ribos tęsiasi nuo šerdies iki plono sluoksnio, esančio ant konvekcinės zonos ribos – tachoklino. Spinduliavimo zona gavo savo pavadinimą iš būdo, kuriuo energija perduodama iš šerdies į išorinius žvaigždės sluoksnius – spinduliuotė. fotonai,kurie nuolat gaminasi branduolyje, juda šioje zonoje, susidurdami su plazmos branduoliais. Yra žinoma, kad šių dalelių greitis yra lygus šviesos greičiui. Tačiau nepaisant to, fotonams reikia maždaug milijono metų, kad pasiektų konvekcinės ir spinduliuotės zonų ribą. Šis delsimas atsiranda dėl nuolatinio fotonų susidūrimo su plazmos branduoliais ir jų pakartotinės emisijos.
Tachocline
Saulė ir pagrindinės sekos žvaigždės taip pat turi ploną zoną, kuri, matyt, atlieka svarbų vaidmenį formuojant žvaigždžių magnetinį lauką. Tai vadinama tachoklinu. Mokslininkai teigia, kad būtent čia vyksta magnetinio dinamo procesai. Tai slypi tame, kad plazmos srautai ištempia magnetinio lauko linijas ir padidina bendrą lauko stiprumą. Taip pat yra pasiūlymų, kad tachoklino zonoje įvyksta staigus plazmos cheminės sudėties pokytis.
Konvekcinė zona
Ši sritis yra atokiausias sluoksnis. Jo apatinė riba yra 200 tūkstančių km gylyje, o viršutinė siekia žvaigždės paviršių. Konvekcinės zonos pradžioje temperatūra dar gana aukšta, siekia apie 2 mln. Tačiau šio rodiklio nebepakanka, kad vyktų anglies, azoto ir deguonies atomų jonizacijos procesas. Ši zona gavo savo pavadinimą dėl būdo, kuriuo vyksta nuolatinis medžiagos perkėlimas iš giliųjų sluoksnių į išorinius – konvekcija arba maišymasis.
Pristatyme apiePagrindinės sekos žvaigždės gali parodyti, kad Saulė yra įprasta mūsų galaktikos žvaigždė. Todėl nemažai klausimų – pavyzdžiui, apie jos energijos š altinius, struktūrą, taip pat ir spektro formavimąsi – yra bendri tiek Saulei, tiek kitoms žvaigždėms. Mūsų šviesulys yra unikalus savo vieta – tai arčiausiai mūsų planetos esanti žvaigždė. Todėl jo paviršius yra išsamiai ištirtas.
Fotosfera
Matomas Saulės apvalkalas vadinamas fotosfera. Būtent ji spinduliuoja beveik visą energiją, kuri ateina į Žemę. Fotosfera susideda iš granulių, kurios yra pailgi karštų dujų debesys. Čia taip pat galite stebėti mažas dėmeles, kurios vadinamos fakelais. Jų temperatūra yra maždaug 200 oC aukštesnė nei aplinkos masė, todėl skiriasi jų ryškumas. Žibintai gali egzistuoti iki kelių savaičių. Šis stabilumas atsiranda dėl to, kad žvaigždės magnetinis laukas neleidžia vertikaliems jonizuotų dujų srautams nukrypti horizontalia kryptimi.
Dėmės
Be to, kartais fotosferos paviršiuje atsiranda tamsių zonų – dėmių branduolių. Dažnai dėmės gali išaugti iki skersmens, viršijančio Žemės skersmenį. Saulės dėmės dažniausiai atsiranda grupėmis, tada auga didesnės. Palaipsniui jie skyla į mažesnius plotus, kol visiškai išnyksta. Dėmės atsiranda abiejose saulės pusiaujo pusėse. Kas 11 metų jų skaičius, kaip ir dėmių užimamas plotas, pasiekia maksimumą. Pagal pastebėtą dėmių judėjimą „Galileo“sugebėjoaptikti saulės sukimąsi. Vėliau šis sukimas buvo patobulintas naudojant spektrinę analizę.
Iki šiol mokslininkai glumina, kodėl saulės dėmių daugėjimo laikotarpis yra lygiai 11 metų. Nepaisant žinių spragų, informacija apie saulės dėmes ir kitų žvaigždės veiklos aspektų periodiškumą suteikia mokslininkams galimybę daryti svarbias prognozes. Ištyrus šiuos duomenis, galima daryti prognozes apie magnetinių audrų atsiradimą, trikdžius radijo ryšio srityje.
Skirtumai nuo kitų kategorijų
Žvaigždės šviesumas – tai šviesos kiekis, kurį šviestuvas išskiria per vieną laiko vienetą. Šią vertę galima apskaičiuoti pagal energijos kiekį, kuris pasiekia mūsų planetos paviršių, jei žinomas žvaigždės atstumas nuo Žemės. Pagrindinės sekos žvaigždžių šviesumas yra didesnis nei š altų, mažos masės žvaigždžių ir mažesnis nei karštų žvaigždžių, kurių Saulės masė yra nuo 60 iki 100.
Š altos žvaigždės yra apatiniame dešiniajame kampe, palyginti su dauguma žvaigždžių, o karštos žvaigždės yra viršutiniame kairiajame kampe. Tuo pačiu metu daugumoje žvaigždžių, skirtingai nei raudonųjų milžinų ir b altųjų nykštukų, masė priklauso nuo šviesumo indekso. Kiekviena žvaigždė didžiąją savo gyvenimo dalį praleidžia prie pagrindinės sekos. Mokslininkai mano, kad masyvesnės žvaigždės gyvena daug mažiau nei tos, kurių masė maža. Iš pirmo žvilgsnio turėtų būti priešingai, nes jie turi daugiau vandenilio, kurį reikia sudeginti, ir jie turi jį naudoti ilgiau. Tačiau žvaigždėsmasiniai sunaudoja kurą daug greičiau.
