Hvězdy jsou obrovské koule zářivého plazmatu. V naší galaxii jich je obrovské množství. Hvězdy hrály důležitou roli ve vývoji vědy. Byly také zaznamenány v mýtech mnoha národů, sloužily jako navigační nástroje. Když byly vynalezeny dalekohledy, stejně jako zákony pohybu nebeských těles a gravitace, vědci si uvědomili, že všechny hvězdy jsou podobné Slunci.
Definice
Hvězdy hlavní posloupnosti zahrnují všechny hvězdy, ve kterých se vodík mění na helium. Protože tento proces je charakteristický pro většinu hvězd, většina svítidel pozorovaných člověkem spadá do této kategorie. Do této skupiny patří například i Slunce. Alpha Orionis, nebo například satelit Sirius, nepatří mezi hvězdy hlavní posloupnosti.
Skupiny hvězdiček
Poprvé se vědci E. Hertzsprung a G. Russell chopili problému porovnávání hvězd s jejich spektrálními typy. Vytvořili graf, který zobrazoval spektrum a svítivost hvězd. Následně byl tento diagram pojmenován po nich. Většina svítidel umístěných na něm se nazývá nebeská tělesa hlavnísekvence. Tato kategorie zahrnuje hvězdy od modrých veleobrů po bílé trpaslíky. Svítivost Slunce v tomto diagramu je brána jako jednota. Sekvence zahrnuje hvězdy různých hmotností. Vědci identifikovali následující kategorie svítidel:
- Supergiants – svítivost třídy I.
- Giants – II class.
- Hvězdy hlavní sekvence - V třída.
- Subdwarfs – VI třída.
- Bílí trpaslíci – třída VII.
Procesy uvnitř svítidel
Z hlediska struktury lze Slunce rozdělit do čtyř podmíněných zón, ve kterých probíhají různé fyzikální procesy. Energie záření hvězdy, stejně jako vnitřní tepelná energie, vznikají hluboko uvnitř svítidla a jsou přenášeny do vnějších vrstev. Struktura hvězd hlavní posloupnosti je podobná struktuře svítidel sluneční soustavy. Centrální částí jakéhokoli svítidla, které patří do této kategorie na Hertzsprung-Russellově diagramu, je jádro. Neustále tam probíhají jaderné reakce, při kterých se helium přeměňuje na vodík. Aby se jádra vodíku vzájemně srazila, musí být jejich energie větší než energie odpuzování. Proto takové reakce probíhají pouze při velmi vysokých teplotách. Uvnitř Slunce dosahuje teplota 15 milionů stupňů Celsia. Jak se vzdaluje od jádra hvězdy, klesá. Na vnější hranici jádra je již teplota poloviční oproti hodnotě v centrální části. Hustota plazmy také klesá.
Jaderné reakce
Ale nejen ve vnitřní struktuře hlavní posloupnosti jsou hvězdy podobné Slunci. Svítidla této kategorie se také vyznačují tím, že jaderné reakce v nich probíhají třístupňovým procesem. Jinak se tomu říká proton-protonový cyklus. V první fázi na sebe narazí dva protony. V důsledku této srážky se objevují nové částice: deuterium, pozitron a neutrino. Dále se proton srazí s částicí neutrina a vytvoří se jádro izotopu helia-3 a také kvantum gama záření. Ve třetí fázi procesu se dvě jádra helia-3 spojí dohromady a vznikne obyčejný vodík.
V průběhu těchto srážek neustále vznikají elementární částice neutrin během jaderných reakcí. Překonávají spodní vrstvy hvězdy a letí do meziplanetárního prostoru. Neutrina jsou registrována i na zemi. Množství, které vědci pomocí přístrojů zaznamenají, je neúměrně menší, než by podle předpokladu vědců mělo být. Tento problém je jednou z největších záhad sluneční fyziky.
Sálavé pásmo
Další vrstvou ve struktuře Slunce a hvězd hlavní posloupnosti je radiační zóna. Jeho hranice sahají od jádra k tenké vrstvě umístěné na hranici konvektivní zóny - tachoklina. Zářivá zóna dostala svůj název podle způsobu přenosu energie z jádra do vnějších vrstev hvězdy – záření. fotony,které jsou neustále produkovány v jádře, se pohybují v této zóně a srážejí se s plazmatickými jádry. Je známo, že rychlost těchto částic je rovna rychlosti světla. Ale navzdory tomu trvá fotonům asi milion let, než dosáhnou hranice konvektivní a radiační zóny. Toto zpoždění je způsobeno neustálou srážkou fotonů s jádry plazmatu a jejich opětovnou emisí.
Tachocline
Slunce a hvězdy hlavní posloupnosti mají také tenkou zónu, která zjevně hraje důležitou roli při vytváření magnetického pole hvězd. Říká se tomu tachoklina. Vědci naznačují, že právě zde probíhají procesy magnetického dynama. Spočívá v tom, že proudy plazmatu protahují magnetické siločáry a zvyšují celkovou intenzitu pole. Existují také návrhy, že v tachoklinové zóně dochází k prudké změně chemického složení plazmy.
Konvektivní zóna
Tato oblast představuje nejvzdálenější vrstvu. Jeho spodní hranice se nachází v hloubce 200 tisíc km a horní hranice dosahuje povrchu hvězdy. Na začátku konvektivní zóny je teplota stále dost vysoká, dosahuje asi 2 milionů stupňů. Tento indikátor však již nestačí k tomu, aby došlo k procesu ionizace atomů uhlíku, dusíku a kyslíku. Tato zóna získala svůj název díky způsobu, jakým dochází k neustálému přenosu hmoty z hlubokých vrstev do vnější - konvekcí, neboli míšením.
V prezentaci oHvězdy hlavní posloupnosti mohou naznačovat skutečnost, že Slunce je obyčejná hvězda v naší galaxii. Proto je řada otázek - například po zdrojích jeho energie, struktuře a také utváření spektra - společná jak pro Slunce, tak pro ostatní hvězdy. Naše svítidlo je unikátní svou polohou – je to nejbližší hvězda k naší planetě. Proto je jeho povrch podroben podrobnému studiu.
Photosphere
Viditelná slupka se nazývá fotosféra. Právě ona vyzařuje téměř veškerou energii, která přichází na Zemi. Fotosféra se skládá z granulí, což jsou protáhlá oblaka horkého plynu. Zde můžete také pozorovat malé skvrny, kterým se říká pochodně. Jejich teplota je přibližně o 200 oC vyšší než okolní hmota, takže se liší jasem. Pochodně mohou existovat až několik týdnů. Tato stabilita vzniká díky skutečnosti, že magnetické pole hvězdy nedovoluje vertikálním proudům ionizovaných plynů vychýlit se v horizontálním směru.
Spots
Na povrchu fotosféry se někdy objevují tmavé oblasti – jádra skvrn. Často mohou skvrny narůst do průměru, který přesahuje průměr Země. Sluneční skvrny mají tendenci se objevovat ve skupinách, pak se zvětšují. Postupně se rozpadají na menší oblasti, až zmizí úplně. Skvrny se objevují na obou stranách slunečního rovníku. Každých 11 let jejich počet, stejně jako plocha obsazená skvrnami, dosáhne maxima. Podle pozorovaného pohybu skvrn to Galileo dokázaldetekovat rotaci slunce. Později byla tato rotace upřesněna pomocí spektrální analýzy.
Dosud si vědci lámou hlavu nad tím, proč je období přibývajících slunečních skvrn právě 11 let. Navzdory mezerám ve znalostech poskytují informace o slunečních skvrnách a periodicitě dalších aspektů činnosti hvězdy vědcům příležitost učinit důležité předpovědi. Studiem těchto údajů je možné předpovídat nástup magnetických bouří, poruchy v oblasti rádiové komunikace.
Odlišnosti od jiných kategorií
Svítivost hvězdy je množství energie, kterou svítidlo vyzáří za jednu jednotku času. Tuto hodnotu lze vypočítat z množství energie, která dosáhne povrchu naší planety, za předpokladu, že je známa vzdálenost hvězdy od Země. Svítivost hvězd hlavní posloupnosti je větší než svítivost studených hvězd s nízkou hmotností a menší než svítivost horkých hvězd, které mají hmotnost mezi 60 a 100 slunečními hmotnostmi.
Studené hvězdy jsou v pravém dolním rohu vzhledem k většině hvězd a horké hvězdy jsou v levém horním rohu. Přitom u většiny hvězd, na rozdíl od červených obrů a bílých trpaslíků, závisí hmotnost na indexu svítivosti. Každá hvězda tráví většinu svého života v hlavní sekvenci. Vědci se domnívají, že hmotnější hvězdy žijí mnohem méně než ty, které mají malou hmotnost. Na první pohled by to mělo být naopak, protože mají ke spálení více vodíku a musí ho déle využívat. Nicméně hvězdymasivní spotřebují palivo mnohem rychleji.
