Le stelle sono enormi sfere di plasma luminoso. Ce ne sono un numero enorme nella nostra galassia. Le stelle hanno svolto un ruolo importante nello sviluppo della scienza. Sono stati anche notati nei miti di molti popoli, servivano come strumenti di navigazione. Quando furono inventati i telescopi, così come le leggi del moto dei corpi celesti e della gravità, gli scienziati si resero conto che tutte le stelle sono simili al Sole.
Definizione
Le stelle della sequenza principale includono tutte quelle in cui l'idrogeno si trasforma in elio. Poiché questo processo è caratteristico della maggior parte delle stelle, la maggior parte dei luminari osservati dall'uomo rientra in questa categoria. Ad esempio, anche il Sole appartiene a questo gruppo. Alpha Orionis, o, ad esempio, il satellite di Sirio, non appartengono alle stelle della sequenza principale.
Gruppi di stelle
Per la prima volta, gli scienziati E. Hertzsprung e G. Russell hanno affrontato la questione del confronto delle stelle con i loro tipi spettrali. Hanno creato un grafico che mostrava lo spettro e la luminosità delle stelle. Successivamente, questo diagramma è stato intitolato a loro. La maggior parte dei luminari situati su di esso sono chiamati i corpi celesti del principalesequenze. Questa categoria comprende stelle che vanno dalle supergiganti blu alle nane bianche. La luminosità del Sole in questo diagramma è presa come unità. La sequenza include stelle di varie masse. Gli scienziati hanno identificato le seguenti categorie di luminari:
- Supergiganti - I classe luminosità.
- Giganti - II classe.
- Stelle della sequenza principale - Classe V.
- Subnani - VI classe.
- Nani bianchi – classe VII.
Processi all'interno dei luminari
Dal punto di vista della struttura, il Sole può essere suddiviso in quattro zone condizionali, all'interno delle quali avvengono vari processi fisici. L'energia di radiazione della stella, così come l'energia termica interna, sorgono in profondità all'interno del luminare, venendo trasferite agli strati esterni. La struttura delle stelle della sequenza principale è simile alla struttura del luminare del sistema solare. La parte centrale di qualsiasi luminare che appartiene a questa categoria nel diagramma Hertzsprung-Russell è il nucleo. Lì si verificano costantemente reazioni nucleari, durante le quali l'elio viene convertito in idrogeno. Affinché i nuclei di idrogeno entrino in collisione, la loro energia deve essere maggiore dell'energia di repulsione. Pertanto, tali reazioni procedono solo a temperature molto elevate. All'interno del Sole, la temperatura raggiunge i 15 milioni di gradi Celsius. Quando si allontana dal nucleo della stella, diminuisce. Al limite esterno del nucleo, la temperatura è già la metà del valore nella parte centrale. Anche la densità del plasma diminuisce.
Reazioni nucleari
Ma non solo nella struttura interna della sequenza principale le stelle sono simili al Sole. I luminari di questa categoria si distinguono anche per il fatto che le reazioni nucleari al loro interno avvengono attraverso un processo a tre stadi. Altrimenti, è chiamato ciclo protone-protone. Nella prima fase, due protoni si scontrano tra loro. Come risultato di questa collisione, compaiono nuove particelle: deuterio, positrone e neutrino. Successivamente, il protone entra in collisione con una particella di neutrino e si forma un nucleo dell'isotopo dell'elio-3, oltre a un quanto di raggi gamma. Nella terza fase del processo, due nuclei di elio-3 si fondono insieme e si forma l'idrogeno ordinario.
Nel corso di queste collisioni, le particelle elementari di neutrini vengono costantemente prodotte durante le reazioni nucleari. Superano gli strati inferiori della stella e volano nello spazio interplanetario. I neutrini sono registrati anche a terra. L'importo che viene registrato dagli scienziati con l'aiuto di strumenti è incommensurabilmente inferiore a quanto dovrebbero essere secondo l'ipotesi degli scienziati. Questo problema è uno dei più grandi misteri della fisica solare.
Zona radiante
Lo strato successivo nella struttura del Sole e delle stelle della sequenza principale è la zona radiante. I suoi confini si estendono dal nucleo a uno strato sottile situato al confine della zona convettiva: il tachocline. La zona radiante prende il nome dal modo in cui l'energia viene trasferita dal nucleo agli strati esterni della stella: la radiazione. fotoni,che sono costantemente prodotti nel nucleo, si muovono in questa zona, scontrandosi con i nuclei del plasma. È noto che la velocità di queste particelle è uguale alla velocità della luce. Ma nonostante ciò, i fotoni impiegano circa un milione di anni per raggiungere il confine delle zone convettive e radiative. Questo ritardo è dovuto alla costante collisione dei fotoni con i nuclei del plasma e alla loro riemissione.
Tachocline
Anche il sole e le stelle della sequenza principale hanno una zona sottile, apparentemente giocando un ruolo importante nella formazione del campo magnetico delle stelle. Si chiama tachocline. Gli scienziati suggeriscono che è qui che avvengono i processi della dinamo magnetica. Sta nel fatto che i flussi di plasma allungano le linee del campo magnetico e aumentano l'intensità del campo generale. Ci sono anche suggerimenti che un brusco cambiamento nella composizione chimica del plasma si verifica nella zona tachoclina.
Zona convettiva
Questa area rappresenta lo strato più esterno. Il suo confine inferiore si trova a una profondità di 200 mila km e quello superiore raggiunge la superficie della stella. All'inizio della zona convettiva la temperatura è ancora piuttosto elevata, si raggiunge circa i 2 milioni di gradi. Tuttavia, questo indicatore non è più sufficiente per il processo di ionizzazione degli atomi di carbonio, azoto e ossigeno. Questa zona ha preso il nome dal modo in cui c'è un trasferimento costante di materia dagli strati profondi a quelli esterni - convezione o mescolanza.
In una presentazione suLe stelle della sequenza principale possono indicare il fatto che il Sole è una stella normale nella nostra galassia. Pertanto, una serie di domande - ad esempio sulle fonti della sua energia, struttura e anche formazione dello spettro - sono comuni sia al Sole che ad altre stelle. Il nostro luminare è unico in termini di posizione: è la stella più vicina al nostro pianeta. Pertanto, la sua superficie è sottoposta a uno studio dettagliato.
Fotosfera
Il guscio visibile del Sole è chiamato fotosfera. È lei che irradia quasi tutta l'energia che arriva sulla Terra. La fotosfera è costituita da granuli, che sono nubi allungate di gas caldo. Qui puoi anche osservare piccoli punti, che sono chiamati torce. La loro temperatura è di circa 200 oC superiore alla massa circostante, quindi differiscono per la luminosità. Le torce possono esistere fino a diverse settimane. Questa stabilità è dovuta al fatto che il campo magnetico della stella non consente ai flussi verticali di gas ionizzati di deviare in direzione orizzontale.
Punti
Inoltre, sulla superficie della fotosfera a volte appaiono aree scure, i nuclei delle macchie. Spesso le macchie possono crescere fino a un diametro che supera il diametro della Terra. Le macchie solari tendono ad apparire in gruppi, per poi ingrandirsi. A poco a poco, si suddividono in aree più piccole fino a scomparire del tutto. I punti appaiono su entrambi i lati dell'equatore solare. Ogni 11 anni, il loro numero, così come l'area occupata dai posti, raggiunge un massimo. Secondo il movimento osservato delle macchie, Galileo riuscì a farlorilevare la rotazione del sole. Successivamente, questa rotazione è stata perfezionata utilizzando l'analisi spettrale.
Fino ad ora, gli scienziati si chiedono perché il periodo di aumento delle macchie solari sia esattamente di 11 anni. Nonostante le lacune nelle conoscenze, le informazioni sulle macchie solari e la periodicità di altri aspetti dell'attività della stella offrono agli scienziati l'opportunità di fare previsioni importanti. Studiando questi dati, è possibile fare previsioni sull'insorgenza di tempeste magnetiche, disturbi nel campo delle comunicazioni radio.
Differenze da altre categorie
La luminosità di una stella è la quantità di energia emessa dal luminare in un'unità di tempo. Questo valore può essere calcolato dalla quantità di energia che raggiunge la superficie del nostro pianeta, a condizione che sia nota la distanza della stella dalla Terra. La luminosità delle stelle della sequenza principale è maggiore di quella delle stelle fredde di piccola massa e inferiore a quella delle stelle calde, che hanno una massa solare compresa tra 60 e 100.
Le stelle fredde sono nell'angolo in basso a destra rispetto alla maggior parte delle stelle e le stelle calde sono nell'angolo in alto a sinistra. Allo stesso tempo, nella maggior parte delle stelle, a differenza delle giganti rosse e delle nane bianche, la massa dipende dall'indice di luminosità. Ogni stella trascorre la maggior parte della sua vita nella sequenza principale. Gli scienziati ritengono che le stelle più massicce vivano molto meno di quelle che hanno una massa piccola. A prima vista dovrebbe essere il contrario, perché hanno più idrogeno da bruciare e devono usarlo più a lungo. Tuttavia, le stellequelli massicci consumano il loro carburante molto più velocemente.
