Les estrelles són boles enormes de plasma lluminós. N'hi ha un gran nombre a la nostra galàxia. Les estrelles han tingut un paper important en el desenvolupament de la ciència. També s'anotaven en els mites de molts pobles, servien d'eines de navegació. Quan es van inventar els telescopis, així com les lleis del moviment dels cossos celestes i la gravetat, els científics es van adonar que totes les estrelles són semblants al Sol.
Definició
Les estrelles de la seqüència principal inclouen totes aquelles en què l'hidrogen es converteix en heli. Com que aquest procés és característic de la majoria de les estrelles, la majoria de les lluminàries observades per l'home entren en aquesta categoria. Per exemple, el Sol també pertany a aquest grup. Alpha Orionis, o, per exemple, el satèl·lit de Sírius, no pertanyen a les estrelles de la seqüència principal.
Grups d'estrelles
Per primera vegada, els científics E. Hertzsprung i G. Russell van abordar la qüestió de comparar les estrelles amb els seus tipus espectrals. Van crear una carta que mostrava l'espectre i la lluminositat de les estrelles. Posteriorment, aquest diagrama va rebre el seu nom. La majoria de les lluminàries que s'hi troben s'anomenen cossos celestes del principalseqüències. Aquesta categoria inclou estrelles que van des de supergegants blaves fins a nanes blanques. La lluminositat del Sol en aquest diagrama es pren com a unitat. La seqüència inclou estrelles de diverses masses. Els científics han identificat les següents categories de lluminàries:
- Supergegants - Classe I lluminositat.
- Gegants - II classe.
- Estrelles de la seqüència principal - classe V.
- Subnans - Classe VI.
- Nanes blanques – classe VII.
Processos dins de les lluminàries
Des del punt de vista de l'estructura, el Sol es pot dividir en quatre zones condicionals, dins de les quals es produeixen diversos processos físics. L'energia de radiació de l'estrella, així com l'energia tèrmica interna, sorgeixen a l'interior de la lluminària i es transfereixen a les capes exteriors. L'estructura de les estrelles de la seqüència principal és similar a l'estructura de la lluminària del sistema solar. La part central de qualsevol lluminària que pertany a aquesta categoria al diagrama Hertzsprung-Russell és el nucli. S'hi tenen lloc constantment reaccions nuclears, durant les quals l'heli es converteix en hidrogen. Perquè els nuclis d'hidrogen xoquin entre ells, la seva energia ha de ser més gran que l'energia de repulsió. Per tant, aquestes reaccions només es produeixen a temperatures molt elevades. Dins del Sol, la temperatura arriba als 15 milions de graus centígrads. A mesura que s'allunya del nucli de l'estrella, disminueix. Al límit exterior del nucli, la temperatura ja és la meitat del valor de la part central. La densitat del plasma també disminueix.
Reaccions nuclears
Però no només en l'estructura interna de la seqüència principal les estrelles són semblants al Sol. Les lluminàries d'aquesta categoria també es distingeixen pel fet que les reaccions nuclears al seu interior es produeixen mitjançant un procés de tres etapes. En cas contrari, s'anomena cicle protó-protó. En la primera fase, dos protons xoquen entre ells. Com a conseqüència d'aquest xoc, apareixen noves partícules: deuteri, positró i neutrins. A continuació, el protó xoca amb una partícula de neutrins i es forma un nucli de l'isòtop d'heli-3, així com un quàntic de raigs gamma. A la tercera etapa del procés, dos nuclis d'heli-3 es fusionen i es forma hidrogen normal.
En el transcurs d'aquestes col·lisions, les partícules elementals de neutrins es produeixen constantment durant les reaccions nuclears. Superen les capes inferiors de l'estrella i volen cap a l'espai interplanetari. Els neutrins també es registren a terra. La quantitat que registren els científics amb l'ajuda d'instruments és incommensurablement menor del que haurien de ser segons el supòsit dels científics. Aquest problema és un dels misteris més grans de la física solar.
Zona radiant
La següent capa de l'estructura del Sol i les estrelles de la seqüència principal és la zona radiant. Els seus límits s'estenen des del nucli fins a una capa prima situada al límit de la zona convectiva: la tacoclina. La zona radiant va rebre el seu nom de la manera en què es transfereix l'energia del nucli a les capes exteriors de l'estrella: radiació. fotons,que es produeixen constantment al nucli, es mouen en aquesta zona, xocant amb els nuclis plasmàtics. Se sap que la velocitat d'aquestes partícules és igual a la velocitat de la llum. Però malgrat això, els fotons triguen un milió d'anys a arribar al límit de les zones convectiva i radiativa. Aquest retard es deu a la col·lisió constant de fotons amb els nuclis plasmàtics i a la seva reemissió.
Tachocline
El sol i les estrelles de la seqüència principal també tenen una zona fina, aparentment jugant un paper important en la formació del camp magnètic de les estrelles. Es diu tacoclina. Els científics suggereixen que és aquí on tenen lloc els processos de la dinamo magnètica. Rau en el fet que els fluxos de plasma estiren les línies del camp magnètic i augmenten la força del camp general. També hi ha suggeriments que es produeix un canvi brusc en la composició química del plasma a la zona de la tacoclina.
Zona convectiva
Aquesta àrea representa la capa més externa. El seu límit inferior es troba a una profunditat de 200 mil km, i el superior arriba a la superfície de l'estrella. Al començament de la zona convectiva, la temperatura encara és bastant alta, arriba als 2 milions de graus. Tanmateix, aquest indicador ja no és suficient perquè es produeixi el procés d'ionització dels àtoms de carboni, nitrogen i oxigen. Aquesta zona va rebre el seu nom per la manera en què hi ha una transferència constant de matèria des de les capes profundes a l'exterior: convecció o mescla.
En una presentació sobreLes estrelles de la seqüència principal poden indicar el fet que el Sol és una estrella normal a la nostra galàxia. Per tant, una sèrie de preguntes, per exemple, sobre les fonts de la seva energia, l'estructura i també la formació de l'espectre, són comunes tant al Sol com a altres estrelles. La nostra lluminària és única pel que fa a la seva ubicació: és l'estrella més propera al nostre planeta. Per tant, la seva superfície està sotmesa a un estudi detallat.
Photosphere
La closca visible del Sol s'anomena fotosfera. És ella qui irradia gairebé tota l'energia que arriba a la Terra. La fotosfera està formada per grànuls, que són núvols allargats de gas calent. Aquí també es poden observar petites taques, que s'anomenen torxes. La seva temperatura és aproximadament 200 oC més alta que la massa circumdant, de manera que difereixen en brillantor. Les torxes poden existir fins a diverses setmanes. Aquesta estabilitat sorgeix del fet que el camp magnètic de l'estrella no permet que els corrents verticals de gasos ionitzats es desviïn en direcció horitzontal.
Spots
A més, de vegades apareixen zones fosques a la superfície de la fotosfera: els nuclis de taques. Sovint, les taques poden créixer fins a un diàmetre que supera el diàmetre de la Terra. Les taques solars tendeixen a aparèixer en grups i després es fan més grans. A poc a poc, es van dividint en àrees més petites fins que desapareixen del tot. Apareixen taques a banda i banda de l'equador solar. Cada 11 anys, el seu nombre, així com la superfície ocupada per taques, assoleix el màxim. Segons el moviment observat de les taques, Galileu va ser capaç de fer-hodetectar la rotació del sol. Més tard, aquesta rotació es va perfeccionar mitjançant l'anàlisi espectral.
Fins ara, els científics s'estan preguntant per què el període d'augment de les taques solars és exactament d'11 anys. Malgrat els buits de coneixement, la informació sobre les taques solars i la periodicitat d' altres aspectes de l'activitat de l'estrella ofereix als científics l'oportunitat de fer prediccions importants. Mitjançant l'estudi d'aquestes dades, és possible fer prediccions sobre l'aparició de tempestes magnètiques, pertorbacions en el camp de les comunicacions per ràdio.
Diferències amb altres categories
La lluminositat d'una estrella és la quantitat d'energia que emet la lluminària en una unitat de temps. Aquest valor es pot calcular a partir de la quantitat d'energia que arriba a la superfície del nostre planeta, sempre que es conegui la distància de l'estrella a la Terra. La lluminositat de les estrelles de la seqüència principal és més gran que la de les estrelles fredes i de poca massa, i menor que la de les estrelles calentes, que tenen entre 60 i 100 masses solars.
Les estrelles fredes es troben a l'extrem inferior dret en relació amb la majoria d'estrelles, i les estrelles calentes a l'extrem superior esquerre. Al mateix temps, a la majoria d'estrelles, a diferència de les gegants vermelles i les nanes blanques, la massa depèn de l'índex de lluminositat. Cada estrella passa la major part de la seva vida a la seqüència principal. Els científics creuen que les estrelles més massives viuen molt menys que les que tenen una massa petita. A primera vista hauria de ser el contrari, perquè tenen més hidrogen per cremar, i l'han d'utilitzar més temps. Tanmateix, les estrellesels massius consumeixen el seu combustible molt més ràpid.
