Sterren zijn enorme ballen van lichtgevend plasma. Er zijn er enorm veel in onze melkweg. De sterren hebben een belangrijke rol gespeeld in de ontwikkeling van de wetenschap. Ze werden ook opgemerkt in de mythen van veel volkeren, dienden als navigatiehulpmiddelen. Toen de telescopen werden uitgevonden, evenals de bewegingswetten van hemellichamen en de zwaartekracht, realiseerden wetenschappers zich dat alle sterren op de zon lijken.
Definitie
De hoofdreekssterren omvatten alle sterren waarin waterstof in helium verandert. Aangezien dit proces kenmerkend is voor de meeste sterren, vallen de meeste sterren die door de mens worden waargenomen in deze categorie. Zo behoort bijvoorbeeld ook de zon tot deze groep. Alpha Orionis, of bijvoorbeeld de satelliet van Sirius, behoren niet tot de hoofdreekssterren.
Stergroepen
Voor het eerst namen wetenschappers E. Hertzsprung en G. Russell de kwestie ter hand om sterren te vergelijken met hun spectra altype. Ze creëerden een kaart die het spectrum en de helderheid van sterren weergaf. Vervolgens werd dit diagram naar hen vernoemd. De meeste armaturen die erop staan, worden de hemellichamen van het hoofd genoemdopeenvolgingen. Deze categorie omvat sterren variërend van blauwe superreuzen tot witte dwergen. De helderheid van de zon in dit diagram wordt als eenheid beschouwd. De reeks omvat sterren van verschillende massa's. Wetenschappers hebben de volgende categorieën armaturen geïdentificeerd:
- Superreuzen - Ik klasseer helderheid.
- Reuzen - II klasse.
- Sterren van de hoofdreeks - V-klasse.
- Subdwarfs - VI klasse.
- Witte dwergen – klasse VII.
Processen in de armaturen
Vanuit het oogpunt van de structuur kan de zon worden verdeeld in vier voorwaardelijke zones, waarbinnen verschillende fysieke processen plaatsvinden. De stralingsenergie van de ster, evenals de interne thermische energie, ontstaat diep in het licht en wordt overgebracht naar de buitenste lagen. De structuur van de hoofdreekssterren is vergelijkbaar met de structuur van het licht van het zonnestelsel. Het centrale deel van elk armatuur dat tot deze categorie op het Hertzsprung-Russell-diagram behoort, is de kern. Daar vinden voortdurend kernreacties plaats, waarbij helium wordt omgezet in waterstof. Om waterstofkernen met elkaar te laten botsen, moet hun energie groter zijn dan de afstotingsenergie. Daarom verlopen dergelijke reacties alleen bij zeer hoge temperaturen. Binnen in de zon bereikt de temperatuur 15 miljoen graden Celsius. Naarmate het zich van de kern van de ster verwijdert, neemt het af. Aan de buitenrand van de kern is de temperatuur al de helft van de waarde in het centrale deel. De dichtheid van het plasma neemt ook af.
Kernreacties
Maar niet alleen in de interne structuur van de hoofdreeks lijken sterren op de zon. De armaturen van deze categorie onderscheiden zich ook door het feit dat kernreacties erin plaatsvinden via een proces in drie fasen. Anders wordt het de proton-protoncyclus genoemd. In de eerste fase botsen twee protonen met elkaar. Door deze botsing ontstaan nieuwe deeltjes: deuterium, positron en neutrino. Vervolgens botst het proton met een neutrinodeeltje en wordt een kern van de helium-3-isotoop gevormd, evenals een gammastralingsquantum. In de derde fase van het proces smelten twee helium-3-kernen samen en wordt gewone waterstof gevormd.
Tijdens deze botsingen worden tijdens kernreacties constant elementaire neutrino-deeltjes geproduceerd. Ze overwinnen de onderste lagen van de ster en vliegen de interplanetaire ruimte in. Neutrino's worden ook op de grond geregistreerd. De hoeveelheid die wetenschappers met behulp van instrumenten vastleggen, is onvergelijkbaar minder dan ze zouden moeten zijn volgens de veronderstelling van wetenschappers. Dit probleem is een van de grootste mysteries in de zonnefysica.
Stralingszone
De volgende laag in de structuur van de zon en de hoofdreekssterren is de stralingszone. De grenzen strekken zich uit van de kern tot een dunne laag op de rand van de convectieve zone - de tachocline. De stralingszone dankt zijn naam aan de manier waarop energie wordt overgedragen van de kern naar de buitenste lagen van de sterstraling. fotonen,die constant in de kern worden geproduceerd, bewegen in deze zone en botsen met de plasmakernen. Het is bekend dat de snelheid van deze deeltjes gelijk is aan de lichtsnelheid. Maar desondanks duurt het ongeveer een miljoen jaar voordat fotonen de grens van de convectieve en stralingszones bereiken. Deze vertraging is te wijten aan de constante botsing van fotonen met de plasmakernen en hun heremissie.
Tachocline
De zon en de hoofdreekssterren hebben ook een dunne zone, die blijkbaar een belangrijke rol speelt bij de vorming van het magnetische veld van de sterren. Dat heet een tachocline. Wetenschappers suggereren dat hier de processen van de magnetische dynamo plaatsvinden. Het ligt in het feit dat plasmastromen de magnetische veldlijnen uitrekken en de algehele veldsterkte vergroten. Er zijn ook suggesties dat er een scherpe verandering in de chemische samenstelling van het plasma optreedt in de tachocline-zone.
Convectieve zone
Dit gebied vertegenwoordigt de buitenste laag. De ondergrens bevindt zich op een diepte van 200 duizend km en de bovenste bereikt het oppervlak van de ster. Aan het begin van de convectieve zone is de temperatuur nog steeds vrij hoog, deze bereikt ongeveer 2 miljoen graden. Deze indicator is echter niet langer voldoende om het proces van ionisatie van koolstof-, stikstof- en zuurstofatomen te laten plaatsvinden. Deze zone dankt zijn naam aan de manier waarop er een constante overdracht van materie is van de diepe lagen naar de buitenste - convectie of vermenging.
In een presentatie overHoofdreekssterren kunnen aangeven dat de zon een gewone ster in onze melkweg is. Daarom zijn een aantal vragen - bijvoorbeeld over de bronnen van zijn energie, structuur en ook de vorming van het spectrum - algemeen voor zowel de zon als voor andere sterren. Onze verlichting is uniek in termen van zijn locatie - het is de ster die het dichtst bij onze planeet staat. Daarom wordt het oppervlak aan een gedetailleerde studie onderworpen.
Fotosfeer
De zichtbare schil van de zon wordt de fotosfeer genoemd. Zij is het die bijna alle energie uitstra alt die naar de aarde komt. De fotosfeer bestaat uit korrels, dit zijn langgerekte wolken van heet gas. Hier kun je ook kleine plekjes zien, die fakkels worden genoemd. Hun temperatuur is ongeveer 200 oC hoger dan de omringende massa, dus ze verschillen in helderheid. Fakkels kunnen tot enkele weken blijven bestaan. Deze stabiliteit ontstaat doordat het magnetische veld van de ster niet toelaat dat de verticale stromen van geïoniseerde gassen in horizontale richting afwijken.
Vlekken
Ook verschijnen er soms donkere gebieden op het oppervlak van de fotosfeer - de kernen van vlekken. Vaak kunnen vlekken groeien tot een diameter die groter is dan de diameter van de aarde. Zonnevlekken verschijnen meestal in groepen en worden dan groter. Geleidelijk vallen ze uiteen in kleinere gebieden totdat ze helemaal verdwijnen. Er verschijnen vlekken aan beide zijden van de zonne-evenaar. Elke 11 jaar bereikt hun aantal, evenals het gebied dat wordt ingenomen door plekken, een maximum. Volgens de waargenomen beweging van de vlekken was Galileo in staat om:de draaiing van de zon detecteren. Later werd deze rotatie verfijnd met behulp van spectrale analyse.
Tot nu toe puzzelen wetenschappers waarom de periode van toenemende zonnevlekken precies 11 jaar is. Ondanks hiaten in de kennis, geeft informatie over zonnevlekken en de periodiciteit van andere aspecten van de activiteit van de ster wetenschappers de mogelijkheid om belangrijke voorspellingen te doen. Door deze gegevens te bestuderen, is het mogelijk om voorspellingen te doen over het ontstaan van magnetische stormen, storingen op het gebied van radiocommunicatie.
Verschillen met andere categorieën
De helderheid van een ster is de hoeveelheid energie die door het licht in één tijdseenheid wordt uitgestraald. Deze waarde kan worden berekend uit de hoeveelheid energie die het oppervlak van onze planeet bereikt, op voorwaarde dat de afstand van de ster tot de aarde bekend is. De helderheid van hoofdreekssterren is groter dan die van koude, lichte sterren en minder dan die van hete sterren, die tussen de 60 en 100 zonsmassa's hebben.
Koude sterren bevinden zich in de rechterbenedenhoek ten opzichte van de meeste sterren, en hete sterren bevinden zich in de linkerbovenhoek. Tegelijkertijd is de massa in de meeste sterren, in tegenstelling tot rode reuzen en witte dwergen, afhankelijk van de lichtsterkte-index. Elke ster brengt het grootste deel van zijn leven door op de hoofdreeks. Wetenschappers geloven dat zwaardere sterren veel minder leven dan sterren met een kleine massa. Op het eerste gezicht zou het juist het tegenovergestelde moeten zijn, want ze hebben meer waterstof te verbranden en moeten het langer gebruiken. Echter, de sterrenenorme verbruiken hun brandstof veel sneller.
