Sterre is groot balle van helder plasma. Daar is 'n groot aantal van hulle in ons sterrestelsel. Die sterre het 'n belangrike rol gespeel in die ontwikkeling van die wetenskap. Hulle is ook opgemerk in die mites van baie mense, wat as navigasie-instrumente gedien het. Toe teleskope uitgevind is, asook die bewegingswette van hemelliggame en swaartekrag, het wetenskaplikes besef dat alle sterre soortgelyk is aan die Son.
Definisie
Die hoofreekssterre sluit almal in waarin waterstof in helium verander. Aangesien hierdie proses kenmerkend is van die meeste sterre, val die meeste van die ligte wat deur die mens waargeneem word in hierdie kategorie. Die Son behoort byvoorbeeld ook tot hierdie groep. Alpha Orionis, of, byvoorbeeld, die satelliet van Sirius, behoort nie aan die hoofreekssterre nie.
Stergroepe
Vir die eerste keer het wetenskaplikes E. Hertzsprung en G. Russell die kwessie oor die vergelyking van sterre met hul spektra altipes aangepak. Hulle het 'n grafiek geskep wat die spektrum en helderheid van sterre vertoon. Daarna is hierdie diagram na hulle vernoem. Die meeste van die ligte wat daarop geleë is, word die hemelliggame van die hoof genoemrye. Hierdie kategorie sluit sterre in wat wissel van blou superreuse tot witdwerge. Die helderheid van die Son in hierdie diagram word as eenheid geneem. Die volgorde sluit sterre van verskillende massas in. Wetenskaplikes het die volgende kategorieë van ligte geïdentifiseer:
- Superreuse - I-klas helderheid.
- Giants - II-klas.
- Sterre van die hoofreeks - V-klas.
- Subdwarfs - VI-klas.
- Wit dwerge – klas VII.
Prosesse binne-in die armature
Vanuit die oogpunt van die struktuur kan die Son in vier voorwaardelike sones verdeel word, waarbinne verskeie fisiese prosesse plaasvind. Die stralingsenergie van die ster, sowel as die interne termiese energie, ontstaan diep binne die lig en word na die buitenste lae oorgedra. Die struktuur van die hoofreekssterre is soortgelyk aan die struktuur van die lig van die sonnestelsel. Die sentrale deel van enige armatuur wat tot hierdie kategorie behoort op die Hertzsprung-Russell-diagram is die kern. Kernreaksies vind voortdurend daar plaas waartydens helium in waterstof omgeskakel word. Om waterstofkerne met mekaar te laat bots, moet hul energie groter as die afstotingsenergie wees. Daarom vind sulke reaksies slegs by baie hoë temperature plaas. Binne die Son bereik die temperatuur 15 miljoen grade Celsius. Soos dit wegbeweeg van die kern van die ster, neem dit af. By die buitenste grens van die kern is die temperatuur reeds die helfte van die waarde in die sentrale deel. Die digtheid van die plasma neem ook af.
Kernreaksies
Maar nie net in die interne struktuur van die hoofreeks is sterre soortgelyk aan die Son nie. Die ligte van hierdie kategorie word ook gekenmerk deur die feit dat kernreaksies binne hulle plaasvind deur 'n drie-stadium proses. Andersins word dit die proton-proton-siklus genoem. In die eerste fase bots twee protone met mekaar. As gevolg van hierdie botsing verskyn nuwe deeltjies: deuterium, positron en neutrino. Vervolgens bots die proton met 'n neutrino-deeltjie, en 'n kern van die helium-3-isotoop word gevorm, sowel as 'n gammastraal-kwantum. In die derde stadium van die proses smelt twee helium-3 kerne saam, en gewone waterstof word gevorm.
In die loop van hierdie botsings word neutrino elementêre deeltjies voortdurend tydens kernreaksies geproduseer. Hulle oorkom die onderste lae van die ster en vlieg die interplanetêre ruimte in. Neutrino's word ook op die grond geregistreer. Die hoeveelheid wat deur wetenskaplikes met behulp van instrumente aangeteken word, is onvergelykbaar minder as wat dit volgens die aanname van wetenskaplikes behoort te wees. Hierdie probleem is een van die grootste raaisels in sonfisika.
Stralende sone
Die volgende laag in die struktuur van die Son en hoofreekssterre is die stralende sone. Sy grense strek van die kern tot 'n dun laag geleë op die grens van die konvektiewe sone - die tachocline. Die stralingsone het sy naam gekry van die manier waarop energie van die kern na die buitenste lae van die ster oorgedra word – straling. fotone,wat voortdurend in die kern geproduseer word, beweeg in hierdie sone en bots met die plasmakerne. Dit is bekend dat die spoed van hierdie deeltjies gelyk is aan die spoed van lig. Maar ten spyte hiervan neem dit fotone sowat 'n miljoen jaar om die grens van die konvektiewe en stralingsones te bereik. Hierdie vertraging is as gevolg van die konstante botsing van fotone met die plasmakerne en hul heruitstraling.
Tachocline
Die son en hoofreekssterre het ook 'n dun sone, wat blykbaar 'n belangrike rol speel in die vorming van die magneetveld van die sterre. Dit word 'n tagokline genoem. Wetenskaplikes stel voor dat dit hier is waar die prosesse van die magnetiese dinamo plaasvind. Dit lê in die feit dat plasmavloei die magnetiese veldlyne strek en die algehele veldsterkte verhoog. Daar is ook voorstelle dat 'n skerp verandering in die chemiese samestelling van die plasma in die tagokliensone plaasvind.
Konvektiewe sone
Hierdie area verteenwoordig die buitenste laag. Sy onderste grens is geleë op 'n diepte van 200 duisend km, en die boonste een bereik die oppervlak van die ster. Aan die begin van die konvektiewe sone is die temperatuur nog redelik hoog, dit bereik ongeveer 2 miljoen grade. Hierdie aanwyser is egter nie meer voldoende vir die proses van ionisasie van koolstof-, stikstof- en suurstofatome om plaas te vind nie. Hierdie sone het sy naam gekry vanweë die manier waarop daar 'n konstante oordrag van materie van die diep lae na die buitenste is - konveksie, of vermenging.
In 'n aanbieding oorHoofreekssterre kan die feit aandui dat die Son 'n gewone ster in ons sterrestelsel is. Daarom is 'n aantal vrae - byvoorbeeld oor die bronne van sy energie, struktuur, en ook die vorming van die spektrum - algemeen vir beide die Son en ander sterre. Ons lig is uniek in terme van sy ligging - dit is die naaste ster aan ons planeet. Daarom word die oppervlak daarvan aan gedetailleerde studie onderwerp.
Fotosfeer
Die sigbare dop van die Son word die fotosfeer genoem. Dit is sy wat byna al die energie uitstraal wat aarde toe kom. Die fotosfeer bestaan uit korrels, wat langwerpige wolke warm gas is. Hier kan jy ook klein kolle waarneem, wat fakkels genoem word. Hulle temperatuur is ongeveer 200 oC hoër as die omringende massa, so hulle verskil in helderheid. Fakkels kan tot etlike weke lank bestaan. Hierdie stabiliteit ontstaan as gevolg van die feit dat die magneetveld van die ster nie toelaat dat die vertikale strome van geïoniseerde gasse in 'n horisontale rigting afwyk nie.
Spots
Ook verskyn donker areas soms op die oppervlak van die fotosfeer - die kerne van kolle. Dikwels kan kolle groei tot 'n deursnee wat die deursnee van die Aarde oorskry. Sonvlekke is geneig om in groepe te verskyn en word dan groter. Geleidelik breek hulle op in kleiner areas totdat hulle heeltemal verdwyn. Kolle verskyn aan beide kante van die son-ewenaar. Elke 11 jaar bereik hul getal, sowel as die gebied wat deur kolle beset word, 'n maksimum. Volgens die waargenome beweging van die kolle kon Galileobespeur die rotasie van die son. Later is hierdie rotasie verfyn deur spektrale analise te gebruik.
Tot nou toe is wetenskaplikes raaiselagtig oor hoekom die tydperk van toenemende sonvlekke presies 11 jaar is. Ondanks gapings in kennis gee inligting oor sonvlekke en die periodisiteit van ander aspekte van die ster se aktiwiteit aan wetenskaplikes die geleentheid om belangrike voorspellings te maak. Deur hierdie data te bestudeer, is dit moontlik om voorspellings te maak oor die aanvang van magnetiese storms, versteurings in die veld van radiokommunikasie.
Verskille van ander kategorieë
Die helderheid van 'n ster is die hoeveelheid energie wat deur die lig in een tydseenheid vrygestel word. Hierdie waarde kan bereken word uit die hoeveelheid energie wat die oppervlak van ons planeet bereik, mits die afstand van die ster vanaf die Aarde bekend is. Die helderheid van hoofreekssterre is groter as dié van koue, laemassa-sterre en minder as dié van warm sterre, wat tussen 60 en 100 sonmassas is.
Koue sterre is in die onderste regterhoek relatief tot die meeste sterre, en warm sterre is in die boonste linkerhoek. Terselfdertyd, in die meeste sterre, anders as rooi reuse en wit dwerge, hang die massa af van die helderheidsindeks. Elke ster spandeer die grootste deel van sy lewe op die hoofreeks. Wetenskaplikes glo dat meer massiewe sterre baie minder leef as dié wat 'n klein massa het. Met die eerste oogopslag behoort dit die teenoorgestelde te wees, want hulle het meer waterstof om te verbrand, en hulle moet dit langer gebruik. Die sterre egtermassiewe mense verbruik hul brandstof baie vinniger.
