Yıldızlar, parlak plazmadan oluşan devasa toplardır. Galaksimizde onlardan çok sayıda var. Yıldızlar bilimin gelişmesinde önemli bir rol oynamıştır. Navigasyon araçları olarak hizmet eden birçok halkın mitlerinde de not edildiler. Teleskoplar, gök cisimlerinin hareket yasaları ve yerçekimi yasaları icat edildiğinde, bilim adamları tüm yıldızların Güneş'e benzer olduğunu fark ettiler.
Tanım
Ana dizi yıldızları, hidrojenin helyuma dönüştüğü tüm yıldızları içerir. Bu süreç çoğu yıldızın özelliği olduğundan, insan tarafından gözlemlenen ışıkların çoğu bu kategoriye girer. Örneğin Güneş de bu gruba dahildir. Alpha Orionis veya örneğin Sirius'un uydusu, ana dizi yıldızlarına ait değil.
Yıldız grupları
İlk kez, bilim adamları E. Hertzsprung ve G. Russell yıldızları tayf türleriyle karşılaştırma konusunu ele aldılar. Yıldızların tayfını ve parlaklığını gösteren bir tablo oluşturdular. Daha sonra, bu diyagrama onların adı verildi. Üzerinde bulunan armatürlerin çoğuna ana gök cisimleri denir.diziler. Bu kategori, mavi süperdevlerden beyaz cücelere kadar değişen yıldızları içerir. Bu diyagramda Güneş'in parlaklığı birlik olarak alınmıştır. Dizi, çeşitli kütlelerin yıldızlarını içerir. Bilim adamları aşağıdaki armatür kategorilerini belirlediler:
- Süperdevler - Parlaklık sınıfındayım.
- Devler - II sınıfı.
- Ana dizinin yıldızları - V sınıfı.
- Subdwarfs - VI sınıfı.
- Beyaz cüceler – sınıf VII.
Armatürlerin içindeki süreçler
Yapı açısından, Güneş, içinde çeşitli fiziksel süreçlerin meydana geldiği dört koşullu bölgeye ayrılabilir. Yıldızın radyasyon enerjisi ve ayrıca iç termal enerji, armatürün derinliklerinde ortaya çıkar ve dış katmanlara aktarılır. Ana dizi yıldızlarının yapısı, güneş sisteminin armatürünün yapısına benzer. Hertzsprung-Russell diyagramında bu kategoriye ait olan herhangi bir armatürün merkezi kısmı çekirdektir. Orada sürekli olarak helyumun hidrojene dönüştürüldüğü nükleer reaksiyonlar meydana geliyor. Hidrojen çekirdeklerinin birbiriyle çarpışması için enerjilerinin itme enerjisinden büyük olması gerekir. Bu nedenle, bu tür reaksiyonlar sadece çok yüksek sıcaklıklarda ilerler. Güneş'in içinde sıcaklık 15 milyon santigrat dereceye ulaşır. Yıldızın çekirdeğinden uzaklaştıkça küçülür. Çekirdeğin dış sınırında, sıcaklık zaten orta kısımdaki değerin yarısıdır. Plazmanın yoğunluğu da azalır.
Nükleer reaksiyonlar
Ama sadece ana dizi yıldızların iç yapısında değil Güneş'e benzerler. Bu kategorideki armatürler, içlerindeki nükleer reaksiyonların üç aşamalı bir süreçle gerçekleşmesiyle de ayırt edilir. Aksi takdirde, proton-proton döngüsü denir. İlk aşamada, iki proton birbiriyle çarpışır. Bu çarpışma sonucunda yeni parçacıklar ortaya çıkar: döteryum, pozitron ve nötrino. Daha sonra, proton bir nötrino parçacığı ile çarpışır ve bir gama ışını kuantumunun yanı sıra helyum-3 izotopunun bir çekirdeği oluşur. Sürecin üçüncü aşamasında iki helyum-3 çekirdeği birleşir ve sıradan hidrojen oluşur.
Bu çarpışmalar sırasında, nükleer reaksiyonlar sırasında sürekli olarak nötrino temel parçacıkları üretilir. Yıldızın alt katmanlarının üstesinden gelirler ve gezegenler arası uzaya uçarlar. Nötrinolar da yerde kayıtlıdır. Bilim adamlarının aletler yardımıyla kaydettikleri miktar, bilim adamlarının varsayımına göre olması gerekenden ölçülemeyecek kadar azdır. Bu problem güneş fiziğinin en büyük gizemlerinden biridir.
Işıyan bölge
Güneş ve ana dizi yıldızlarının yapısındaki bir sonraki katman, ışıma bölgesidir. Sınırları, çekirdekten konvektif bölgenin - takoklin - sınırında bulunan ince bir tabakaya kadar uzanır. Işınım bölgesi adını, enerjinin çekirdekten yıldız radyasyonunun dış katmanlarına aktarılma biçiminden almıştır. fotonlar,çekirdekte sürekli olarak üretilenler, bu bölgede hareket ederek plazma çekirdekleriyle çarpışırlar. Bu parçacıkların hızının ışık hızına eşit olduğu bilinmektedir. Ancak buna rağmen, fotonların konvektif ve ışıma bölgelerinin sınırına ulaşması yaklaşık bir milyon yıl alır. Bu gecikme, fotonların plazma çekirdekleriyle sürekli çarpışması ve yeniden yayımlanmasından kaynaklanır.
Tachocline
Güneş ve anakol yıldızlarının da ince bir bölgesi vardır ve görünüşe göre yıldızların manyetik alanının oluşumunda önemli bir rol oynar. Buna takoklin denir. Bilim adamları, manyetik dinamo süreçlerinin burada gerçekleştiğini öne sürüyorlar. Plazma akışlarının manyetik alan çizgilerini gerdiği ve toplam alan gücünü arttırdığı gerçeğinde yatmaktadır. Takoklin bölgesinde plazmanın kimyasal bileşiminde keskin bir değişimin meydana geldiğine dair öneriler de vardır.
Konvektif bölge
Bu alan en dıştaki katmanı temsil eder. Alt sınırı 200 bin km derinlikte bulunur ve üst sınırı yıldızın yüzeyine ulaşır. Konvektif bölgenin başlangıcında, sıcaklık hala oldukça yüksektir, yaklaşık 2 milyon dereceye ulaşır. Ancak bu gösterge, karbon, nitrojen ve oksijen atomlarının iyonlaşma sürecinin gerçekleşmesi için artık yeterli değildir. Bu bölge adını, maddenin derin katmanlardan dış katmana - konveksiyon veya karıştırma - sürekli transferinden dolayı almıştır.
Bir sunumdaAna dizi yıldızları, Güneş'in galaksimizde sıradan bir yıldız olduğu gerçeğini gösterebilir. Bu nedenle, bir dizi soru - örneğin, enerjisinin kaynakları, yapısı ve ayrıca tayfın oluşumu hakkında - hem Güneş hem de diğer yıldızlar için ortaktır. Armatürümüz konumu açısından benzersizdir - gezegenimize en yakın yıldızdır. Bu nedenle yüzeyi detaylı bir çalışmaya tabi tutulur.
Fotosfer
Güneş'in görünür kabuğuna fotosfer denir. Dünyaya gelen neredeyse tüm enerjiyi yayan odur. Fotosfer, uzun sıcak gaz bulutları olan granüllerden oluşur. Burada meşale adı verilen küçük noktaları da gözlemleyebilirsiniz. Sıcaklıkları çevredeki kütleden yaklaşık 200 oC daha yüksektir, bu nedenle parlaklıkları farklıdır. Meşaleler birkaç haftaya kadar var olabilir. Bu kararlılık, yıldızın manyetik alanının, iyonize gazların dikey akışlarının yatay yönde sapmasına izin vermemesi gerçeğinden kaynaklanmaktadır.
Noktalar
Ayrıca, bazen ışık küresinin yüzeyinde - noktaların çekirdeğinde - karanlık alanlar belirir. Genellikle noktalar, Dünya'nın çapını aşan bir çapa kadar büyüyebilir. Güneş lekeleri gruplar halinde görünme eğilimindedir, sonra büyürler. Yavaş yavaş, tamamen yok olana kadar daha küçük alanlara ayrılırlar. Güneş ekvatorunun her iki tarafında noktalar belirir. Her 11 yılda bir sayıları ve noktaların kapladığı alan maksimuma ulaşır. Noktaların gözlemlenen hareketine göre Galileo,Güneşin dönüşünü tespit edin. Daha sonra bu döndürme, spektral analiz kullanılarak iyileştirildi.
Şimdiye kadar bilim adamları, artan güneş lekelerinin neden tam olarak 11 yıl olduğu konusunda kafa karıştırıyorlar. Bilgi eksikliklerine rağmen, güneş lekeleri ve yıldızın etkinliğinin diğer yönlerinin periyodikliği hakkında bilgi, bilim adamlarına önemli tahminlerde bulunma fırsatı veriyor. Bu verileri inceleyerek, radyo iletişimi alanındaki manyetik fırtınaların başlangıcı, bozulmalar hakkında tahminlerde bulunmak mümkündür.
Diğer kategorilerden farklılıklar
Bir yıldızın parlaklığı, armatürün bir birim zamanda yaydığı enerji miktarıdır. Bu değer, yıldızın Dünya'dan uzaklığının bilinmesi şartıyla gezegenimizin yüzeyine ulaşan enerji miktarından hesaplanabilir. Anakol yıldızlarının parlaklığı, soğuk, düşük kütleli yıldızlardan daha büyük ve 60 ila 100 güneş kütlesi arasındaki sıcak yıldızlardan daha azdır.
Soğuk yıldızlar çoğu yıldıza göre sağ alt köşede, sıcak yıldızlar ise sol üst köşede. Aynı zamanda, çoğu yıldızda, kırmızı devlerin ve beyaz cücelerin aksine, kütle parlaklık indeksine bağlıdır. Her yıldız, hayatının çoğunu ana dizide geçirir. Bilim adamları, daha büyük kütleli yıldızların, küçük kütleli yıldızlardan çok daha az yaşadığına inanıyor. İlk bakışta tam tersi olmalı, çünkü yakacak daha fazla hidrojenleri var ve daha uzun süre kullanmaları gerekiyor. Bununla birlikte, yıldızlarbüyük olanlar yakıtlarını çok daha hızlı tüketirler.
