Tähdet ovat v altavia valoista plasmapalloja. Heitä on galaksissamme v altava määrä. Tähdillä on ollut tärkeä rooli tieteen kehityksessä. Ne mainittiin myös monien kansojen myytteissä, toimineet navigointityökaluina. Kun kaukoputket, samoin kuin taivaankappaleiden liikelait ja painovoima keksittiin, tiedemiehet ymmärsivät, että kaikki tähdet ovat samanlaisia kuin aurinko.
Määritelmä
Pääsarjan tähdet sisältävät kaikki ne, joissa vety muuttuu heliumiksi. Koska tämä prosessi on ominaista useimmille tähdille, suurin osa ihmisen havaitsemista valoista kuuluu tähän luokkaan. Esimerkiksi aurinko kuuluu myös tähän ryhmään. Alpha Orionis tai esimerkiksi Siriuksen satelliitti eivät kuulu pääsarjan tähtiin.
Tähtiryhmät
Ensimmäistä kertaa tutkijat E. Hertzsprung ja G. Russell ottivat esille kysymyksen tähtien vertaamisesta niiden spektrityyppiin. He loivat kaavion, joka näytti tähtien spektrin ja kirkkauden. Myöhemmin tämä kaavio nimettiin heidän mukaansa. Suurin osa siinä sijaitsevista valaisimista kutsutaan päätaivaankappaleiksisekvenssejä. Tähän kategoriaan kuuluvat tähdet sinisistä superjättiläisistä valkoisiin kääpiöihin. Auringon kirkkaus tässä kaaviossa on otettu yksikkönä. Sarja sisältää eri massaisia tähtiä. Tutkijat ovat tunnistaneet seuraavat valaisimien luokat:
- Supergiants - I luokan kirkkaus.
- Giants - II luokka.
- Pääsarjan tähdet - V-luokka.
- Subdwarfs - VI luokka.
- Valkoiset kääpiöt – luokka VII.
Prosessit valaisimien sisällä
Rakenteen näkökulmasta Aurinko voidaan jakaa neljään ehdolliseen vyöhykkeeseen, joissa tapahtuu erilaisia fysikaalisia prosesseja. Tähden säteilyenergia sekä sisäinen lämpöenergia syntyvät syvällä valaisimen sisällä siirtyen ulompiin kerroksiin. Pääsarjan tähtien rakenne on samanlainen kuin aurinkokunnan valaisimen rakenne. Tämän Hertzsprung-Russell-kaaviossa tähän kategoriaan kuuluvan valaisimen keskiosa on ydin. Siellä tapahtuu jatkuvasti ydinreaktioita, joiden aikana helium muuttuu vedyksi. Jotta vetyytimet törmäävät toisiinsa, niiden energian on oltava suurempi kuin hylkäysenergia. Siksi tällaiset reaktiot tapahtuvat vain erittäin korkeissa lämpötiloissa. Auringon sisällä lämpötila saavuttaa 15 miljoonaa celsiusastetta. Kun se siirtyy pois tähden ytimestä, se pienenee. Ytimen ulkorajalla lämpötila on jo puolet keskiosan arvosta. Myös plasman tiheys pienenee.
Ydinreaktiot
Mutta ei vain pääsarjan sisäisessä rakenteessa tähdet ovat samanlaisia kuin Aurinko. Tämän luokan valaisimet erottuvat myös siitä, että ydinreaktiot niiden sisällä tapahtuvat kolmivaiheisen prosessin kautta. Muuten sitä kutsutaan protoni-protoni-sykliksi. Ensimmäisessä vaiheessa kaksi protonia törmäävät toisiinsa. Tämän törmäyksen seurauksena ilmaantuu uusia hiukkasia: deuterium, positron ja neutrino. Seuraavaksi protoni törmää neutriinohiukkaseen ja muodostuu helium-3-isotoopin ydin sekä gammasäteilykvantti. Prosessin kolmannessa vaiheessa kaksi helium-3-ydintä sulautuvat yhteen ja muodostuu tavallista vetyä.
Näiden törmäysten aikana ydinreaktioiden aikana syntyy jatkuvasti neutriinojen alkuainehiukkasia. Ne ylittävät tähden alemmat kerrokset ja lentävät planeettojen väliseen avaruuteen. Neutriinoja rekisteröidään myös maassa. Määrä, jonka tiedemiehet tallentavat instrumenttien avulla, on suhteettoman pienempi kuin niiden pitäisi tiedemiesten oletuksen mukaan olla. Tämä ongelma on yksi aurinkofysiikan suurimmista mysteereistä.
Säteilevä vyöhyke
Seuraava kerros Auringon ja pääsarjan tähtien rakenteessa on säteilyvyöhyke. Sen rajat ulottuvat ytimestä ohueen kerrokseen, joka sijaitsee konvektiivisen vyöhykkeen - takokliinin - rajalla. Säteilyvyöhyke on saanut nimensä tavasta, jolla energia siirtyy tähden ytimestä ulompiin kerroksiin - säteily. fotonit,joita tuotetaan jatkuvasti ytimessä, liikkuvat tällä vyöhykkeellä törmääen plasman ytimiin. Tiedetään, että näiden hiukkasten nopeus on yhtä suuri kuin valon nopeus. Mutta tästä huolimatta fotoneilla kestää noin miljoona vuotta päästäkseen konvektiivisen ja säteilyvyöhykkeen rajalle. Tämä viive johtuu fotonien jatkuvasta törmäyksestä plasman ytimiin ja niiden uudelleenemissiosta.
Tachocline
Auringon ja pääsarjan tähdillä on myös ohut vyöhyke, jolla on ilmeisesti tärkeä rooli tähtien magneettikentän muodostumisessa. Sitä kutsutaan takokliinisiksi. Tiedemiehet ehdottavat, että magneettidynamon prosessit tapahtuvat täällä. Se johtuu siitä, että plasmavirtaukset venyttävät magneettikenttäviivoja ja lisäävät kokonaiskentän voimakkuutta. On myös ehdotuksia, että plasman kemiallisessa koostumuksessa tapahtuu jyrkkä muutos takokliinivyöhykkeellä.
Konvektiivinen vyöhyke
Tämä alue edustaa ulointa kerrosta. Sen alaraja sijaitsee 200 tuhannen kilometrin syvyydessä, ja yläraja saavuttaa tähden pinnan. Konvektiivisen vyöhykkeen alussa lämpötila on edelleen melko korkea, se saavuttaa noin 2 miljoonaa astetta. Tämä indikaattori ei kuitenkaan enää riitä hiili-, typpi- ja happiatomien ionisaatioprosessin tapahtumiseen. Tämä vyöhyke on saanut nimensä tavasta, jolla tapahtuu jatkuvaa aineen siirtymistä syvistä kerroksista ulompaan - konvektioon tai sekoittumiseen.
Esitelmässä aiheestaPääsarjan tähdet voivat osoittaa, että aurinko on tavallinen tähti galaksissamme. Siksi monet kysymykset - esimerkiksi sen energian lähteistä, rakenteesta ja myös spektrin muodostumisesta - ovat yhteisiä sekä Auringolle että muille tähdille. Valaisimemme on ainutlaatuinen sijaintinsa suhteen - se on planeettamme lähin tähti. Siksi sen pintaa tutkitaan yksityiskohtaisesti.
Photosphere
Auringon näkyvää kuorta kutsutaan fotosfääriksi. Hän säteilee lähes kaiken energian, joka tulee Maahan. Fotosfääri koostuu rakeista, jotka ovat pitkänomaisia kuuman kaasun pilviä. Täällä voit myös havaita pieniä täpliä, joita kutsutaan taskulampuiksi. Niiden lämpötila on noin 200 oC korkeampi kuin ympäröivän massan, joten ne eroavat kirkkaudeltaan. Soihdut voivat olla olemassa jopa useita viikkoja. Tämä vakaus johtuu siitä, että tähden magneettikenttä ei salli ionisoitujen kaasujen pystysuuntaisten virtojen poikkeamista vaakasuunnassa.
Spots
Toisinaan fotosfäärin pinnalle ilmestyy myös tummia alueita - täplien ytimiä. Usein täplät voivat kasvaa halkaisijaan, joka ylittää Maan halkaisijan. Auringonpilkut näkyvät yleensä ryhmissä ja kasvavat sitten suuremmiksi. Vähitellen ne hajoavat pienemmiksi alueiksi, kunnes ne katoavat kokonaan. Täpliä ilmestyy auringon päiväntasaajan molemmille puolille. Joka 11. vuosi niiden määrä sekä täplien miehittämä pinta-ala saavuttaa maksiminsa. Täplien havaitun liikkeen mukaan Galileo pystyi siihenhavaita auringon pyörimisen. Myöhemmin tätä kiertoa tarkennettiin spektrianalyysillä.
Tieteilijat ovat tähän asti ihmetelleet, miksi auringonpilkkujen lisääntymisaika on tasan 11 vuotta. Huolimatta tiedon puutteista, tiedot auringonpilkkuista ja muiden tähden toiminnan jaksoista antavat tutkijoille mahdollisuuden tehdä tärkeitä ennusteita. Näitä tietoja tutkimalla on mahdollista tehdä ennusteita magneettisten myrskyjen alkamisesta, häiriöistä radioviestinnän alalla.
Erot muista luokista
Tähden kirkkaus on energiamäärä, jonka valaisin lähettää yhdessä aikayksikössä. Tämä arvo voidaan laskea energiamäärästä, joka saavuttaa planeettamme pinnan, edellyttäen, että tähden etäisyys Maasta tiedetään. Pääsarjan tähtien kirkkaus on suurempi kuin kylmien, pienimassaisten tähtien valoisuus ja pienempi kuin kuumien tähtien, joiden aurinkomassa on 60-100.
Kylmät tähdet ovat oikeassa alakulmassa suhteessa useimpiin tähtiin, ja kuumat tähdet ovat vasemmassa yläkulmassa. Samanaikaisesti useimmissa tähdissä, toisin kuin punaisissa jättiläisissä ja valkoisissa kääpiöissä, massa riippuu valoisuusindeksistä. Jokainen tähti viettää suurimman osan elämästään pääsarjassa. Tutkijat uskovat, että massiiviset tähdet elävät paljon vähemmän kuin pienet tähdet. Ensi silmäyksellä sen pitäisi olla päinvastoin, koska heillä on enemmän vetyä poltettavaa ja heidän on käytettävä sitä pidempään. Kuitenkin tähdetmassiiviset kuluttavat polttoaineensa paljon nopeammin.
