As estrelas são enormes bolas de plasma luminoso. Há um grande número deles dentro de nossa galáxia. As estrelas têm desempenhado um papel importante no desenvolvimento da ciência. Eles também foram observados nos mitos de muitos povos, serviram como ferramentas de navegação. Quando os telescópios foram inventados, assim como as leis do movimento dos corpos celestes e da gravidade, os cientistas perceberam que todas as estrelas são semelhantes ao Sol.
Definição
As estrelas da sequência principal incluem todas aquelas em que o hidrogênio se transforma em hélio. Como esse processo é característico da maioria das estrelas, a maioria das luminárias observadas pelo homem se enquadra nessa categoria. Por exemplo, o Sol também pertence a este grupo. Alpha Orionis, ou, por exemplo, o satélite de Sirius, não pertence às estrelas da sequência principal.
Grupos de estrelas
Pela primeira vez, os cientistas E. Hertzsprung e G. Russell abordaram a questão de comparar estrelas com seus tipos espectrais. Eles criaram um gráfico que exibia o espectro e a luminosidade das estrelas. Posteriormente, este diagrama foi nomeado após eles. A maioria das luminárias localizadas nele são chamadas de corpos celestes das principaissequências. Esta categoria inclui estrelas que variam de supergigantes azuis a anãs brancas. A luminosidade do Sol neste diagrama é tomada como unidade. A sequência inclui estrelas de várias massas. Os cientistas identificaram as seguintes categorias de luminares:
- Supergigantes - Luminosidade da classe I.
- Gigantes - classe II.
- Estrelas da sequência principal - classe V.
- Subdwarfs - classe VI.
- Anãs brancas – classe VII.
Processos dentro das luminárias
Do ponto de vista da estrutura, o Sol pode ser dividido em quatro zonas condicionais, dentro das quais ocorrem vários processos físicos. A energia de radiação da estrela, assim como a energia térmica interna, surgem no interior da luminária, sendo transferidas para as camadas externas. A estrutura das estrelas da sequência principal é semelhante à estrutura da luminária do sistema solar. A parte central de qualquer luminária que pertença a esta categoria no diagrama de Hertzsprung-Russell é o núcleo. Reações nucleares estão ocorrendo constantemente lá, durante as quais o hélio é convertido em hidrogênio. Para que os núcleos de hidrogênio colidam uns com os outros, sua energia deve ser maior que a energia de repulsão. Portanto, tais reações ocorrem apenas em temperaturas muito altas. Dentro do Sol, a temperatura chega a 15 milhões de graus Celsius. À medida que se afasta do núcleo da estrela, diminui. No limite externo do núcleo, a temperatura já é metade do valor na parte central. A densidade do plasma também diminui.
Reações nucleares
Mas não só na estrutura interna da sequência principal as estrelas são semelhantes ao Sol. Os luminares desta categoria também se distinguem pelo fato de que as reações nucleares dentro deles ocorrem através de um processo de três estágios. Caso contrário, é chamado de ciclo próton-próton. Na primeira fase, dois prótons colidem um com o outro. Como resultado dessa colisão, surgem novas partículas: deutério, pósitron e neutrino. Em seguida, o próton colide com uma partícula de neutrino, e um núcleo do isótopo de hélio-3 é formado, bem como um quantum de raios gama. No terceiro estágio do processo, dois núcleos de hélio-3 se fundem e o hidrogênio comum é formado.
No curso dessas colisões, partículas elementares de neutrinos são constantemente produzidas durante as reações nucleares. Eles superam as camadas inferiores da estrela e voam para o espaço interplanetário. Neutrinos também são registrados no solo. A quantidade que é registrada pelos cientistas com a ajuda de instrumentos é incomensuravelmente menor do que deveria ser de acordo com a suposição dos cientistas. Este problema é um dos maiores mistérios da física solar.
Zona radiante
A próxima camada na estrutura do Sol e das estrelas da sequência principal é a zona radiante. Seus limites se estendem do núcleo até uma fina camada localizada na fronteira da zona convectiva - a tacoclina. A zona radiante recebeu o nome da forma como a energia é transferida do núcleo para as camadas externas da estrela - radiação. fótons,que são constantemente produzidos no núcleo, movem-se nesta zona, colidindo com os núcleos plasmáticos. Sabe-se que a velocidade dessas partículas é igual à velocidade da luz. Mas, apesar disso, os fótons levam cerca de um milhão de anos para atingir o limite das zonas convectivas e radiativas. Este atraso é devido à constante colisão de fótons com os núcleos de plasma e sua reemissão.
Tachocline
O Sol e as estrelas da sequência principal também possuem uma zona fina, aparentemente desempenhando um papel importante na formação do campo magnético das estrelas. Chama-se tacoclina. Os cientistas sugerem que é aqui que ocorrem os processos do dínamo magnético. Está no fato de que os fluxos de plasma esticam as linhas do campo magnético e aumentam a força geral do campo. Há também sugestões de que uma mudança acentuada na composição química do plasma ocorre na zona de tacoclina.
Zona convectiva
Esta área representa a camada mais externa. Seu limite inferior está localizado a uma profundidade de 200 mil km e o superior atinge a superfície da estrela. No início da zona convectiva, a temperatura ainda é bastante alta, chega a cerca de 2 milhões de graus. No entanto, esse indicador não é mais suficiente para que ocorra o processo de ionização dos átomos de carbono, nitrogênio e oxigênio. Essa zona recebeu esse nome devido à forma como há uma constante transferência de matéria das camadas profundas para as externas - convecção ou mistura.
Em uma apresentação sobreEstrelas da sequência principal podem indicar o fato de que o Sol é uma estrela comum em nossa galáxia. Portanto, uma série de questões - por exemplo, sobre as fontes de sua energia, estrutura e também a formação do espectro - são comuns tanto ao Sol quanto a outras estrelas. Nossa luminária é única em termos de localização - é a estrela mais próxima do nosso planeta. Portanto, sua superfície é submetida a estudo detalhado.
Fotosfera
A camada visível do Sol é chamada de fotosfera. É ela quem irradia quase toda a energia que chega à Terra. A fotosfera consiste em grânulos, que são nuvens alongadas de gás quente. Aqui você também pode observar pequenos pontos, que são chamados de tochas. Sua temperatura é aproximadamente 200 oC mais alta que a massa circundante, então eles diferem em brilho. As tochas podem existir por até várias semanas. Essa estabilidade se deve ao fato de que o campo magnético da estrela não permite que os fluxos verticais de gases ionizados se desviem na direção horizontal.
Pontos
Além disso, às vezes aparecem áreas escuras na superfície da fotosfera - os núcleos de manchas. Muitas vezes, as manchas podem crescer até um diâmetro que excede o diâmetro da Terra. As manchas solares tendem a aparecer em grupos, depois crescem. Gradualmente, eles se dividem em áreas menores até desaparecerem completamente. Manchas aparecem em ambos os lados do equador solar. A cada 11 anos, seu número, bem como a área ocupada pelas manchas, atingem o máximo. De acordo com o movimento observado das manchas, Galileu conseguiudetectar a rotação do sol. Mais tarde, essa rotação foi refinada usando análise espectral.
Até agora, os cientistas estão se perguntando por que o período de aumento das manchas solares é exatamente 11 anos. Apesar das lacunas no conhecimento, informações sobre manchas solares e a periodicidade de outros aspectos da atividade da estrela dão aos cientistas a oportunidade de fazer previsões importantes. Ao estudar esses dados, é possível fazer previsões sobre o início de tempestades magnéticas, distúrbios no campo das comunicações de rádio.
Diferenças de outras categorias
A luminosidade de uma estrela é a quantidade de energia que é emitida pela luminária em uma unidade de tempo. Este valor pode ser calculado a partir da quantidade de energia que atinge a superfície do nosso planeta, desde que se conheça a distância da estrela à Terra. A luminosidade das estrelas da sequência principal é maior que a das estrelas frias e de baixa massa, e menor que a das estrelas quentes, que têm entre 60 e 100 massas solares.
As estrelas frias estão no canto inferior direito em relação à maioria das estrelas, e as estrelas quentes estão no canto superior esquerdo. Ao mesmo tempo, na maioria das estrelas, ao contrário das gigantes vermelhas e anãs brancas, a massa depende do índice de luminosidade. Cada estrela passa a maior parte de sua vida na sequência principal. Os cientistas acreditam que as estrelas mais massivas vivem muito menos do que aquelas que têm uma massa pequena. À primeira vista, deve ser o contrário, porque eles têm mais hidrogênio para queimar e devem usá-lo por mais tempo. No entanto, as estrelasos massivos consomem seu combustível muito mais rápido.
