Bintang ialah bola besar plasma bercahaya. Terdapat sejumlah besar daripada mereka dalam galaksi kita. Bintang telah memainkan peranan penting dalam perkembangan sains. Mereka juga dicatat dalam mitos banyak orang, berfungsi sebagai alat navigasi. Apabila teleskop dicipta, serta undang-undang pergerakan benda angkasa dan graviti, saintis menyedari bahawa semua bintang adalah serupa dengan Matahari.
Definisi
Bintang jujukan utama termasuk semua bintang yang hidrogen bertukar menjadi helium. Oleh kerana proses ini adalah ciri kebanyakan bintang, kebanyakan cahaya yang diperhatikan oleh manusia termasuk dalam kategori ini. Sebagai contoh, Matahari juga tergolong dalam kumpulan ini. Alpha Orionis, atau, sebagai contoh, satelit Sirius, bukan kepunyaan bintang jujukan utama.
Kumpulan bintang
Buat pertama kali, saintis E. Hertzsprung dan G. Russell mengambil isu membandingkan bintang dengan jenis spektrumnya. Mereka mencipta carta yang memaparkan spektrum dan kecerahan bintang. Selepas itu, gambar rajah ini dinamakan sempena nama mereka. Kebanyakan peneraju yang terletak di atasnya dipanggil badan angkasa utamaurutan. Kategori ini termasuk bintang yang terdiri daripada supergergasi biru hingga kerdil putih. Kilauan Matahari dalam rajah ini diambil sebagai kesatuan. Urutan itu termasuk bintang pelbagai jisim. Para saintis telah mengenal pasti kategori peneraju berikut:
- Supergiants - Kecerahan kelas I.
- Giants - Kelas II.
- Bintang bagi jujukan utama - kelas V.
- Subdwarfs - kelas VI.
- Kerdil putih – kelas VII.
Proses di dalam penerang
Dari sudut pandangan struktur, Matahari boleh dibahagikan kepada empat zon bersyarat, di mana pelbagai proses fizikal berlaku. Tenaga sinaran bintang, serta tenaga haba dalaman, timbul jauh di dalam kilauan, dipindahkan ke lapisan luar. Struktur bintang jujukan utama adalah serupa dengan struktur penerang sistem suria. Bahagian tengah mana-mana penerang yang tergolong dalam kategori ini pada rajah Hertzsprung-Russell ialah teras. Tindak balas nuklear sentiasa berlaku di sana, di mana helium ditukar menjadi hidrogen. Agar nukleus hidrogen berlanggar antara satu sama lain, tenaga mereka mestilah lebih besar daripada tenaga tolakan. Oleh itu, tindak balas sedemikian berlaku hanya pada suhu yang sangat tinggi. Di dalam Matahari, suhu mencapai 15 juta darjah Celsius. Apabila ia bergerak menjauhi teras bintang, ia berkurangan. Di sempadan luar teras, suhu sudah separuh daripada nilai di bahagian tengah. Ketumpatan plasma juga berkurangan.
Tindak balas nuklear
Tetapi bukan sahaja dalam struktur dalaman bintang jujukan utama adalah serupa dengan Matahari. Peneraju kategori ini juga dibezakan oleh fakta bahawa tindak balas nuklear di dalamnya berlaku melalui proses tiga peringkat. Jika tidak, ia dipanggil kitaran proton-proton. Pada fasa pertama, dua proton berlanggar antara satu sama lain. Akibat perlanggaran ini, zarah baru muncul: deuterium, positron dan neutrino. Seterusnya, proton berlanggar dengan zarah neutrino, dan nukleus isotop helium-3 terbentuk, serta kuantum sinar gamma. Pada peringkat ketiga proses, dua nukleus helium-3 bergabung bersama, dan hidrogen biasa terbentuk.
Semasa perlanggaran ini, zarah asas neutrino sentiasa dihasilkan semasa tindak balas nuklear. Mereka mengatasi lapisan bawah bintang, dan terbang ke ruang antara planet. Neutrino juga didaftarkan di atas tanah. Jumlah yang direkodkan oleh saintis dengan bantuan instrumen adalah tidak dapat dibandingkan dengan jumlah yang sepatutnya mengikut andaian saintis. Masalah ini ialah salah satu misteri terbesar dalam fizik solar.
Zon bercahaya
Lapisan seterusnya dalam struktur Matahari dan bintang jujukan utama ialah zon sinaran. Sempadannya memanjang dari teras ke lapisan nipis yang terletak di sempadan zon perolakan - tachocline. Zon sinar mendapat namanya dari cara tenaga dipindahkan dari teras ke lapisan luar bintang - sinaran. foton,yang sentiasa dihasilkan dalam nukleus, bergerak di zon ini, berlanggar dengan nukleus plasma. Adalah diketahui bahawa kelajuan zarah ini adalah sama dengan kelajuan cahaya. Tetapi walaupun ini, foton mengambil masa kira-kira sejuta tahun untuk mencapai sempadan zon perolakan dan sinaran. Kelewatan ini disebabkan oleh perlanggaran berterusan foton dengan nukleus plasma dan pancaran semulanya.
Tachocline
Matahari dan bintang jujukan utama juga mempunyai zon nipis, nampaknya memainkan peranan penting dalam pembentukan medan magnet bintang. Ia dipanggil tachocline. Para saintis mencadangkan bahawa di sinilah proses dinamo magnetik berlaku. Ia terletak pada fakta bahawa aliran plasma meregangkan garisan medan magnet dan meningkatkan kekuatan medan keseluruhan. Terdapat juga cadangan bahawa perubahan mendadak dalam komposisi kimia plasma berlaku di zon tachocline.
Zon perolakan
Kawasan ini mewakili lapisan paling luar. Sempadan bawahnya terletak pada kedalaman 200 ribu km, dan bahagian atas mencapai permukaan bintang. Pada permulaan zon perolakan, suhu masih agak tinggi, ia mencapai kira-kira 2 juta darjah. Walau bagaimanapun, penunjuk ini tidak lagi mencukupi untuk proses pengionan karbon, nitrogen, dan atom oksigen berlaku. Zon ini mendapat namanya kerana cara di mana terdapat pemindahan jirim yang berterusan dari lapisan dalam ke luar - perolakan atau pencampuran.
Dalam pembentangan tentangBintang jujukan utama boleh menunjukkan fakta bahawa Matahari adalah bintang biasa di galaksi kita. Oleh itu, beberapa soalan - sebagai contoh, mengenai sumber tenaga, struktur, dan juga pembentukan spektrum - adalah perkara biasa kepada Matahari dan bintang lain. Cahaya kita adalah unik dari segi lokasinya - ia adalah bintang yang paling hampir dengan planet kita. Oleh itu, permukaannya tertakluk kepada kajian terperinci.
Fotosfera
Cangkang Matahari yang boleh dilihat dipanggil fotosfera. Dialah yang memancarkan hampir semua tenaga yang datang ke Bumi. Fotosfera terdiri daripada butiran, yang merupakan awan gas panas yang memanjang. Di sini anda juga boleh melihat bintik-bintik kecil, yang dipanggil obor. Suhu mereka adalah lebih kurang 200 oC lebih tinggi daripada jisim sekeliling, jadi ia berbeza dalam kecerahan. Obor boleh wujud sehingga beberapa minggu. Kestabilan ini timbul disebabkan oleh fakta bahawa medan magnet bintang tidak membenarkan aliran menegak gas terion untuk menyimpang dalam arah mendatar.
Tompok
Selain itu, kawasan gelap kadangkala muncul pada permukaan fotosfera - nukleus bintik. Selalunya bintik-bintik boleh tumbuh hingga diameter yang melebihi diameter Bumi. Tompok matahari cenderung muncul dalam kumpulan, kemudian membesar. Secara beransur-ansur, mereka terpecah menjadi kawasan yang lebih kecil sehingga mereka hilang sama sekali. Bintik-bintik muncul di kedua-dua belah khatulistiwa suria. Setiap 11 tahun, bilangan mereka, serta kawasan yang diduduki oleh tempat, mencapai maksimum. Menurut pergerakan bintik-bintik yang diperhatikan, Galileo dapat melakukannyamengesan putaran matahari. Kemudian, putaran ini telah diperhalusi menggunakan analisis spektrum.
Sehingga kini, saintis tertanya-tanya mengapa tempoh peningkatan tompok matahari adalah tepat 11 tahun. Walaupun terdapat jurang dalam pengetahuan, maklumat tentang tompok matahari dan keberkalaan aspek lain aktiviti bintang memberi peluang kepada saintis untuk membuat ramalan penting. Dengan mengkaji data ini, adalah mungkin untuk membuat ramalan tentang permulaan ribut magnet, gangguan dalam bidang komunikasi radio.
Perbezaan daripada kategori lain
Kilauan bintang ialah jumlah tenaga yang dipancarkan oleh kilauan dalam satu unit masa. Nilai ini boleh dikira daripada jumlah tenaga yang sampai ke permukaan planet kita, dengan syarat jarak bintang dari Bumi diketahui. Kecerahan bintang jujukan utama lebih besar daripada bintang sejuk berjisim rendah dan kurang daripada bintang panas, iaitu antara 60 dan 100 jisim suria.
Bintang sejuk berada di sudut kanan bawah berbanding kebanyakan bintang dan bintang panas berada di sudut kiri atas. Pada masa yang sama, dalam kebanyakan bintang, tidak seperti gergasi merah dan kerdil putih, jisim bergantung pada indeks kecerahan. Setiap bintang menghabiskan sebahagian besar hayatnya pada urutan utama. Para saintis percaya bahawa bintang yang lebih besar hidup lebih sedikit daripada bintang yang mempunyai jisim kecil. Pada pandangan pertama, ia sepatutnya sebaliknya, kerana mereka mempunyai lebih banyak hidrogen untuk dibakar, dan mereka mesti menggunakannya lebih lama. Walau bagaimanapun, bintangyang besar menggunakan bahan api mereka dengan lebih cepat.
