Zvaigznes ir milzīgas gaismas plazmas bumbiņas. Mūsu galaktikā to ir milzīgs skaits. Zvaigznēm ir bijusi nozīmīga loma zinātnes attīstībā. Tie tika atzīmēti arī daudzu tautu mītos, kalpoja kā navigācijas rīki. Kad tika izgudroti teleskopi, kā arī debess ķermeņu kustības un gravitācijas likumi, zinātnieki saprata, ka visas zvaigznes ir līdzīgas Saulei.
Definīcija
Galvenās secības zvaigznes ietver visas tās, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā. Tā kā šis process ir raksturīgs lielākajai daļai zvaigžņu, lielākā daļa cilvēku novēroto spīdekļu ietilpst šajā kategorijā. Piemēram, arī Saule pieder šai grupai. Alfa Orionis vai, piemēram, Sīriusa pavadonis, nepieder pie galvenās secības zvaigznēm.
Zvaigžņu grupas
Pirmo reizi zinātnieki E. Hercprungs un G. Rasels pievērsās jautājumam par zvaigžņu salīdzināšanu ar to spektrālajiem veidiem. Viņi izveidoja diagrammu, kurā tika parādīts zvaigžņu spektrs un spilgtums. Pēc tam šī diagramma tika nosaukta viņu vārdā. Lielāko daļu gaismekļu, kas atrodas uz tā, sauc par galveno debess ķermeņiemsekvences. Šajā kategorijā ietilpst zvaigznes, sākot no zilajiem supergigantiem līdz b altajiem punduriem. Saules spožums šajā diagrammā tiek pieņemts kā vienotība. Secība ietver dažādu masu zvaigznes. Zinātnieki ir identificējuši šādas gaismekļu kategorijas:
- Supergiants - I klases spilgtums.
- Giants - II klase.
- Galvenās kārtas zvaigznes - V klase.
- Subdwarfs - VI klase.
- B altie rūķi – VII klase.
Procesi gaismekļos
No struktūras viedokļa Sauli var iedalīt četrās nosacītās zonās, kuru ietvaros notiek dažādi fizikāli procesi. Zvaigznes starojuma enerģija, kā arī iekšējā siltumenerģija rodas dziļi gaismekļa iekšpusē, tiek pārnesta uz ārējiem slāņiem. Galvenās secības zvaigžņu uzbūve ir līdzīga Saules sistēmas gaismekļa uzbūvei. Jebkura gaismekļa centrālā daļa, kas pieder šai kategorijai Hertzprung-Russell diagrammā, ir kodols. Tur nepārtraukti notiek kodolreakcijas, kuru laikā hēlijs pārvēršas par ūdeņradi. Lai ūdeņraža kodoli sadurtos viens ar otru, to enerģijai jābūt lielākai par atgrūšanas enerģiju. Tāpēc šādas reakcijas notiek tikai ļoti augstā temperatūrā. Saules iekšpusē temperatūra sasniedz 15 miljonus grādu pēc Celsija. Atkāpjoties no zvaigznes kodola, tas samazinās. Pie serdes ārējās robežas temperatūra jau ir puse no vērtības centrālajā daļā. Samazinās arī plazmas blīvums.
Kodolreakcijas
Bet ne tikai galvenās secības iekšējā struktūrā zvaigznes ir līdzīgas Saulei. Šīs kategorijas gaismekļi izceļas arī ar to, ka kodolreakcijas tajos notiek trīs posmu procesā. Pretējā gadījumā to sauc par protonu-protonu ciklu. Pirmajā fāzē divi protoni saduras viens ar otru. Šīs sadursmes rezultātā parādās jaunas daļiņas: deitērijs, pozitrons un neitrīno. Tālāk protons saduras ar neitrīno daļiņu, un veidojas hēlija-3 izotopa kodols, kā arī gamma staru kvants. Procesa trešajā posmā divi hēlija-3 kodoli saplūst kopā, un veidojas parasts ūdeņradis.
Šo sadursmju laikā kodolreakciju laikā pastāvīgi rodas neitrīno elementārdaļiņas. Viņi pārvar zvaigznes apakšējos slāņus un lido starpplanētu telpā. Neitrīni ir reģistrēti arī uz zemes. Summa, ko zinātnieki fiksē ar instrumentu palīdzību, ir nesamērīgi mazāks, nekā pēc zinātnieku pieņēmuma vajadzētu būt. Šī problēma ir viens no lielākajiem saules fizikas noslēpumiem.
Raidošā zona
Nākamais slānis Saules un galvenās secības zvaigžņu struktūrā ir starojuma zona. Tās robežas stiepjas no kodola līdz plānam slānim, kas atrodas uz konvekcijas zonas robežas - tahoklīna. Starojuma zona savu nosaukumu ieguvusi no tā, kā enerģija tiek pārnesta no zvaigznes kodola uz ārējiem slāņiem – starojums. fotoni,kas nepārtraukti veidojas kodolā, pārvietojas šajā zonā, saduroties ar plazmas kodoliem. Ir zināms, ka šo daļiņu ātrums ir vienāds ar gaismas ātrumu. Bet, neskatoties uz to, fotoniem ir nepieciešami apmēram miljons gadu, lai sasniegtu konvektīvās un starojuma zonas robežu. Šī aizkave ir saistīta ar pastāvīgu fotonu sadursmi ar plazmas kodoliem un to atkārtotu emisiju.
Tachocline
Arī saulei un galvenās secības zvaigznēm ir plāna zona, kas acīmredzot spēlē nozīmīgu lomu zvaigžņu magnētiskā lauka veidošanā. To sauc par tahoklīnu. Zinātnieki liek domāt, ka tieši šeit notiek magnētiskā dinamo procesi. Tas ir saistīts ar faktu, ka plazmas plūsmas izstiepj magnētiskā lauka līnijas un palielina kopējo lauka intensitāti. Ir arī ieteikumi, ka tahoklīna zonā notiek krasas plazmas ķīmiskā sastāva izmaiņas.
Konvektīvā zona
Šis apgabals attēlo visattālāko slāni. Tās apakšējā robeža atrodas 200 tūkstošu km dziļumā, un augšējā robeža sasniedz zvaigznes virsmu. Konvekcijas zonas sākumā temperatūra joprojām ir diezgan augsta, tā sasniedz aptuveni 2 miljonus grādu. Tomēr šis indikators vairs nav pietiekams, lai notiktu oglekļa, slāpekļa un skābekļa atomu jonizācijas process. Šī zona ieguva savu nosaukumu tādēļ, ka notiek pastāvīga vielas pārnešana no dziļajiem slāņiem uz ārējo – konvekcija vai sajaukšanās.
Prezentācijā parGalvenās kārtas zvaigznes var norādīt uz faktu, ka Saule ir parasta zvaigzne mūsu galaktikā. Tāpēc virkne jautājumu – piemēram, par tās enerģijas avotiem, uzbūvi un arī spektra veidošanos – ir kopīgi gan Saulei, gan citām zvaigznēm. Mūsu gaismeklis ir unikāls savas atrašanās vietas ziņā – tā ir mūsu planētai tuvākā zvaigzne. Tāpēc tā virsma tiek pakļauta detalizētai izpētei.
Photosphere
Saredzamo Saules apvalku sauc par fotosfēru. Tieši viņa izstaro gandrīz visu enerģiju, kas nāk uz Zemi. Fotosfēra sastāv no granulām, kas ir iegareni karstas gāzes mākoņi. Šeit var novērot arī mazus plankumus, kurus sauc par lāpām. To temperatūra ir par aptuveni 200 oC augstāka nekā apkārtējās masas, tāpēc tie atšķiras pēc spilgtuma. Lāpas var pastāvēt pat vairākas nedēļas. Šī stabilitāte rodas tāpēc, ka zvaigznes magnētiskais lauks neļauj vertikālajām jonizēto gāzu plūsmām novirzīties horizontālā virzienā.
Spots
Tāpat uz fotosfēras virsmas dažkārt parādās tumši laukumi - plankumu kodoli. Bieži plankumi var izaugt līdz diametram, kas pārsniedz Zemes diametru. Saules plankumi mēdz parādīties grupās, pēc tam augt lielāki. Pakāpeniski tie sadalās mazākos apgabalos, līdz izzūd pavisam. Plankumi parādās abās Saules ekvatora pusēs. Ik pēc 11 gadiem to skaits, kā arī plankumu aizņemtā platība sasniedz maksimumu. Saskaņā ar novēroto plankumu kustību Galileo to spējanoteikt saules rotāciju. Vēlāk šī rotācija tika uzlabota, izmantojot spektrālo analīzi.
Līdz šim zinātnieki ir neizpratnē par to, kāpēc saules plankumu pieauguma periods ir tieši 11 gadi. Neskatoties uz zināšanu nepilnībām, informācija par saules plankumiem un citu zvaigznes darbības aspektu periodiskumu sniedz zinātniekiem iespēju izteikt svarīgas prognozes. Izpētot šos datus, iespējams izteikt prognozes par magnētisko vētru sākšanos, traucējumiem radiosakaru jomā.
Atšķirības no citām kategorijām
Zvaigznes spožums ir enerģijas daudzums, ko gaismeklis izstaro vienā laika vienībā. Šo vērtību var aprēķināt no enerģijas daudzuma, kas sasniedz mūsu planētas virsmu, ja ir zināms zvaigznes attālums no Zemes. Galvenās secības zvaigžņu spilgtums ir lielāks nekā aukstām, mazmasas zvaigznēm un mazāks nekā karstām zvaigznēm, kuru Saules masas ir no 60 līdz 100.
Aukstās zvaigznes atrodas apakšējā labajā stūrī attiecībā pret lielāko daļu zvaigžņu, un karstās zvaigznes atrodas augšējā kreisajā stūrī. Tajā pašā laikā lielākajā daļā zvaigžņu, atšķirībā no sarkanajiem milžiem un b altajiem punduriem, masa ir atkarīga no spilgtuma indeksa. Katra zvaigzne lielāko daļu savas dzīves pavada galvenajā secībā. Zinātnieki uzskata, ka masīvākas zvaigznes dzīvo daudz mazāk nekā tās, kurām ir maza masa. No pirmā acu uzmetiena tam vajadzētu būt otrādi, jo viņiem ir vairāk ūdeņraža, ko sadedzināt, un viņiem tas ir jāizmanto ilgāk. Tomēr zvaigznesmasīvie patērē degvielu daudz ātrāk.
