Vnitřní struktura Slunce a hvězdy hlavní sekvence

Hvězdy jsou obrovské míče, skládající se ze světelné plazmy. V naší galaxii je obrovský počet. Hvězdy hrály důležitou roli ve vývoji vědy. Oni byli také zaznamenáni v mýtech mnoha národů, sloužil jako nástroje pro navigaci. Když byly objeveny dalekohledy a objevily se zákony pohybu nebeských těles a gravitace, vědci si uvědomili, že všechny hvězdy jsou podobné Slunci.

Definice

Hvězdy hlavní sekvence zahrnují všechny ty, uvnitř kterých se vodík přemění na hélium. Vzhledem k tomu, že tento proces je vlastní většině hvězd, zahrnuje tato kategorie většinu světla pozorovaných člověkem. Například Slunce patří do této skupiny. Alpha Orion, nebo například společník Siriusu, nepatří k hlavním sekvenčním hvězdám.

Skupiny hvězd

Poprvé problém problému srovnání hvězd se spektrálními třídami převzali vědci E.Gertzsprung a G. Russell. Vytvořili diagram, na kterém byly zobrazeny spektrum a světelnosti hvězd. Následně byl tento diagram jmenován na jejich počest. Většina svítidel, které se na něm nacházejí, jsou nazývána nebeskými tělesy hlavní sekvence. Tato kategorie zahrnuje hvězdy, začínající od modrých supergiantů a končící se bílými trpaslíky. Světlost Slunce v tomto diagramu je považována za jednotu. Sekvence zahrnuje hvězdy různých hmotností. Vědci identifikovali následující kategorie svítidel:

• Supergiants - I třída svítivosti.
• Obři - třída II.
• Hvězdy hlavní sekvence jsou třídy V.
• Sub-trpaslíci - třída VI.
• Bílí trpaslíci - třída VII.

Procesy uvnitř svítidel

Z pohledu struktury může být Slunce rozděleno do čtyř podmíněných zón, v nichž dochází k různým fyzikálním procesům. Energie záření hvězdy, stejně jako vnitřní teplo, vznikají hluboko uvnitř svítidla a přenášejí se do vnějších vrstev. Struktura hvězd hlavní sekvence je podobná struktuře sluneční soustavy. Centrální část každého svítidla, které patří do diagramu Hertzsprung-Russell pro tuto kategorii, je jádro. Tam se neustále vyskytují jaderné reakce, během kterých se hélium přemění na vodík. Aby mohly jádra vodíku vzájemně kolidovat, jejich energie musí být vyšší než odpuzující energie. Proto se takové reakce vyskytují pouze při velmi vysokých teplotách. U Slunce teplota dosahuje 15 milionů stupňů Celsia. Když se odděluje od jádra hvězdy, snižuje se. Na vnějším okraji jádra je již teplota v střední části již polovina hodnoty. Rovněž hustota plazmy klesá.

Jaderné reakce

Ale nejen ve vnitřní struktuře hvězdy hlavní sekvence jsou podobné Slunci. Svítidla této kategorie se také vyznačují skutečností, že jaderné reakce v nich probíhají prostřednictvím třístupňového procesu. Jinak se nazývá cyklus proton-proton. V první fázi se sráží dva protony. V důsledku této kolize se objevují nové částice: deuterium, pozitron a neutrino. Dále se protón srazí s částicemi neutrinu a vzniká jádro izotopu helium-3, stejně jako kvantum gama záření. Ve třetí fázi procesu se spojují dvě jádra hélia-3 a normální vodíkové formy.

V průběhu těchto kolizí se při elementárních jaderných reakcích neustále vytváří elementární částice neutrinu. Překonávají spodní vrstvy svítidla a letí do meziplanetárního prostoru. Neutriny jsou také zaznamenány na zemi. Částka, kterou vědci zaznamenávají pomocí nástrojů, je podle vědců nesrovnatelně nižší než by měla být. Tento problém je jedním z největších tajemství ve fyzice Slunce.

Radiační zóna

Další vrstvou ve struktuře Slunce a hvězdami hlavní sekvence je sálavá zóna. Jeho hranice se rozprostírají od jádra až po tenkou vrstvu umístěnou na hranici konvekční zóny, tachoklině. Sálavá zóna získala svůj název od cesty, jakou se energie přenáší z jádra na vnější vrstvy hvězdného záření. Fotony, které jsou v jádře neustále produkovány, se v této zóně pohybují, což se srazí s plazmovými jádry. Je známo, že rychlost těchto částic se rovná rychlosti světla. Ale přesto fotony vyžadují zhruba milión let, aby dosáhly hranice konvekčních a sálavých zón. Takové zpoždění je způsobeno stálým srážením fotonů s plazmovými jádry a jejich opětovným ozářením.

Tachocline

Slunce a hvězdy hlavní sekvence mají také tenký pás, zřejmě hrající důležitou roli při tvorbě magnetického pole hvězd. Říká se tachoklin. Vědci naznačují, že zde probíhají procesy magnetického dynama. Spočívá v tom, že plazmové toky čerpají magnetické silové síly a zvyšují celkovou intenzitu pole. Také existují náznaky, že v oblasti tachoklinu dochází k prudké změně chemického složení plazmy.

Konvekční zóna

Tato oblast je nejvzdálenější vrstva. Jeho dolní hranice se nachází v hloubce 200 tisíc km. A horní část dosahuje povrchu svítidla. Na začátku konvekční zóny je teplota stále dostatečně vysoká, dosahuje přibližně 2 milionů stupňů. Tento indikátor je však již nedostatečný pro proces ionizace atomů uhlíku, dusíku a kyslíku. Tato zóna získala své jméno kvůli způsobu, jakým je konstantní přenos hmoty z hlubokých vrstev na vnější - konvekci nebo smíchání.

Při prezentaci o hvězdách hlavní sekvence lze poukázat na skutečnost, že slunce je obyčejnou hvězdou naší galaxie. Proto jsou řada otázek - například o zdrojích energie, struktuře a tvorbě spektra - společná Slunci i ostatním hvězdám. Naše svítidlo je jedinečné vzhledem k jeho poloze - je to nejbližší hvězda naší planety. Proto je jeho povrch podroben podrobné studii.

Fotosféra

Viditelná skořápka Slunce se nazývá fotosféra. Vydává téměř veškerou energii, která přichází na Zemi. Fotosféra se skládá z pelet, které jsou podlouhlými oblaky horkého plynu. Zde také můžete pozorovat malé skvrny, které se nazývají pochodně. Jejich teplota je přibližně 200 ^oC je vyšší než okolní hmotnost, takže se liší v jasu. Světelné zdroje mohou existovat až několik týdnů. Tato stabilita je způsobena tím, že magnetické pole hvězdy neumožňuje odchylovat vodorovné proudy ionizovaných plynů ve vodorovném směru.

Spoty

Také na povrchu fotosféry se někdy objevují tmavé oblasti - zárodky skvrn. Často mohou skvrny expandovat na průměr, který přesahuje průměr Země. Sluneční skvrny, Zpravidla se objevují ve skupinách a pak se rozšiřují. Postupně se rozdělují na menší plochy, dokud nezmizí úplně. Na obou stranách solárního rovníku se objevují skvrny. Každých 11 let jejich počet, stejně jako obsazená oblast, dosahuje maxima. Podle pozorovaného pohybu skvrn Galileo dokázal odhalit rotaci Slunce. Později byla tato rotace rafinována spektrální analýzou.

Až dosud se vědci zmítali, proč je období nárůstu slunečních skvrn přesně 11 let. Navzdory nedostatkům v znalostech poskytují vědci informace o slunečních skvrnách a frekvenci ostatních aspektů hvězdné aktivity příležitost provést důležité předpovědi. Studiem těchto údajů lze předpovědět o nárůstu magnetických bouří, porušení v oblasti radiové komunikace.

Rozdíly od ostatních kategorií

Světelnost hvězdy je množství energie, kterou vysílá svítidlo v jedné jednotce času. Tuto hodnotu lze vypočítat z množství energie, která se dostává na povrch naší planety, za předpokladu, že je známa vzdálenost od Země. Světlost hvězd hlavní posloupnost je větší než u studených hvězd s nízkou hmotností a méně horkých hvězd, jejichž hmotnost se pohybuje od 60 do 100 solárních.

Studené hvězdy jsou v pravém dolním rohu ve srovnání s většinou svítidel a horké hvězdy jsou v levém horním rohu. V tomto případě, ve většině hvězd, na rozdíl od červených obrů a bílých trpaslíků, hmotnost závisí na indexu svítivosti. Většinu života, každá hvězda má přesně hlavní sekvenci. Vědci věří, že masivní hvězdy žijí mnohem méně než ty, které mají nízkou hmotnost. Na první pohled by to mělo být naopak, protože mají více vodíku pro spalování a musí je strávit déle. Nicméně hvězdy, které jsou masivní, utrácejí své palivo mnohem rychleji.