Жұлдыздар - жарқыраған плазманың үлкен шарлары. Біздің галактикада олардың саны өте көп. Ғылымның дамуында жұлдыздар маңызды рөл атқарды. Олар сонымен қатар көптеген халықтардың мифтерінде атап өтілді, навигация құралы ретінде қызмет етті. Телескоптар, сондай-ақ аспан денелерінің қозғалысы мен тартылыс заңдары ойлап табылған кезде ғалымдар барлық жұлдыздардың Күнге ұқсас екенін түсінді.
Анықтама
Негізгі тізбекті жұлдыздарға сутегі гелийге айналатын барлық жұлдыздар кіреді. Бұл процесс көптеген жұлдыздарға тән болғандықтан, адам бақылайтын шамдардың көпшілігі осы санатқа жатады. Мысалы, Күн де осы топқа жатады. Альфа Орионис немесе, мысалы, Сириус жер серігі негізгі тізбектегі жұлдыздарға жатпайды.
Жұлдызды топтар
Алғаш рет ғалымдар Э. Герцшпрунг пен Г. Рассел жұлдыздарды олардың спектрлік түрлерімен салыстыру мәселесін қолға алды. Олар жұлдыздардың спектрі мен жарқырауын көрсететін диаграмма құрды. Кейіннен бұл диаграмма олардың есімімен аталды. Онда орналасқан шамдардың көпшілігі негізгі аспан денелері деп аталадытізбектер. Бұл санатқа көк супер алыптардан ақ ергежейлі жұлдыздарға дейінгі жұлдыздар кіреді. Бұл диаграммадағы Күннің жарқырауы бірлік ретінде қабылданады. Тізбекте әртүрлі массалардағы жұлдыздар бар. Ғалымдар шамдардың келесі санаттарын анықтады:
- Супергиганттар - I класс жарықтығы.
- Алыптар - II сынып.
- Негізгі тізбектің жұлдыздары - V сынып.
- Қосымшалар - VI сынып.
- Ақ ергежейлілер – VII сынып.
Жарықтандыру шамдарының ішіндегі процестер
Құрылысы жағынан Күнді төрт шартты аймаққа бөлуге болады, олардың ішінде әртүрлі физикалық процестер жүреді. Жұлдыздың радиациялық энергиясы, сондай-ақ ішкі жылу энергиясы сыртқы қабаттарға тасымалдана отырып, жарықтың тереңінде пайда болады. Негізгі қатардағы жұлдыздардың құрылымы Күн жүйесінің жарықтандырғышының құрылымына ұқсас. Герцшпрунг-Рассел диаграммасында осы санатқа жататын кез келген шамның орталық бөлігі ядро болып табылады. Онда үнемі ядролық реакциялар жүреді, оның барысында гелий сутегіге айналады. Сутегі ядролары бір-бірімен соқтығысуы үшін олардың энергиясы тебілу энергиясынан көп болуы керек. Сондықтан мұндай реакциялар өте жоғары температурада ғана жүреді. Күннің ішінде температура Цельсий бойынша 15 миллион градусқа жетеді. Жұлдыздың өзегінен алыстаған сайын ол азаяды. Ядроның сыртқы шекарасында температура орталық бөліктегі мәннің жартысы болып табылады. Плазманың тығыздығы да төмендейді.
Ядролық реакциялар
Бірақ негізгі тізбектің ішкі құрылымында ғана емес жұлдыздар Күнге ұқсас. Бұл категорияның шамдары олардың ішіндегі ядролық реакциялардың үш сатылы процесс арқылы жүретіндігімен де ерекшеленеді. Әйтпесе, ол протон-протон циклі деп аталады. Бірінші фазада екі протон бір-бірімен соқтығысады. Осы соқтығыстың нәтижесінде жаңа бөлшектер пайда болады: дейтерий, позитрон және нейтрино. Әрі қарай протон нейтрино-бөлшегімен соқтығысады және гелий-3 изотопының ядросы, сондай-ақ гамма-сәулелену кванты пайда болады. Процестің үшінші кезеңінде екі гелий-3 ядросы бірігіп, кәдімгі сутегі түзіледі.
Осы соқтығыстар барысында ядролық реакциялар кезінде нейтрино элементар бөлшектер үнемі түзіледі. Олар жұлдыздың төменгі қабаттарын басып өтіп, планетааралық кеңістікке ұшады. Нейтрино да жер бетінде тіркелген. Ғалымдар аспаптардың көмегімен жазып алған сома ғалымдардың болжамы бойынша олармен салыстыруға келмейтіндей аз. Бұл мәселе күн физикасындағы ең үлкен жұмбақтардың бірі болып табылады.
Сәулелі аймақ
Күн және негізгі қатардағы жұлдыздар құрылымындағы келесі қабат – сәулелену аймағы. Оның шекаралары өзектен конвективтік аймақтың шекарасында орналасқан жұқа қабатқа – тахоклинге дейін созылады. Сәулелену аймағы өз атауын энергияның ядродан жұлдыздың сыртқы қабаттарына - радиацияға беру тәсілінен алды. фотондар,ядрода үнемі өндірілетін, плазма ядроларымен соқтығысып, осы аймақта қозғалады. Бұл бөлшектердің жылдамдығы жарық жылдамдығына тең екені белгілі. Бірақ соған қарамастан, конвективтік және радиациялық аймақтардың шекарасына жету үшін фотондар шамамен миллион жыл қажет. Бұл кідіріс фотондардың плазмалық ядролармен тұрақты соқтығысуы және олардың қайта шығарылуына байланысты.
Тахоклин
Күн мен негізгі қатардағы жұлдыздар да жұқа аймаққа ие, шамасы, жұлдыздардың магнит өрісінің қалыптасуында маңызды рөл атқарады. Ол тахоклин деп аталады. Ғалымдар дәл осы жерде магниттік динамоның процестері жүреді деп болжайды. Бұл плазма ағындарының магнит өрісінің сызықтарын созып, өрістің жалпы күшін арттыруында жатыр. Сондай-ақ тахоклин аймағында плазманың химиялық құрамы күрт өзгереді деген ұсыныстар бар.
Конвективті аймақ
Бұл аймақ ең сыртқы қабатты білдіреді. Оның төменгі шекарасы 200 мың км тереңдікте, ал жоғарғы шекарасы жұлдыз бетіне жетеді. Конвективтік аймақтың басында температура әлі де айтарлықтай жоғары, ол шамамен 2 миллион градусқа жетеді. Бірақ бұл көрсеткіш көміртегі, азот және оттегі атомдарының иондану процесі жүруі үшін енді жеткіліксіз. Бұл аймақ өз атауын заттың терең қабаттардан сыртқы конвекцияға немесе араласуға тұрақты тасымалдануының арқасында алды.
туралы презентациядаНегізгі тізбекті жұлдыздар Күннің біздің галактикадағы қарапайым жұлдыз екенін көрсете алады. Сондықтан бірқатар сұрақтар – мысалы, оның энергиясының қайнар көздері, құрылымы, сонымен қатар спектрдің қалыптасуы туралы – Күнге де, басқа жұлдыздарға да ортақ. Біздің жарықтандырғышымыз өзінің орналасуы бойынша бірегей - ол біздің планетамызға ең жақын жұлдыз. Сондықтан оның беті егжей-тегжейлі зерттеледі.
Фотосфера
Күннің көрінетін қабығы фотосфера деп аталады. Ол Жерге келетін барлық дерлік энергияны таратады. Фотосфера түйіршіктерден тұрады, олар ыстық газдың ұзартылған бұлттары. Мұнда сіз сондай-ақ алау деп аталатын шағын дақтарды байқауға болады. Олардың температурасы қоршаған массадан шамамен 200 oC жоғары, сондықтан олар жарықтығымен ерекшеленеді. Шамдар бірнеше аптаға дейін болуы мүмкін. Бұл тұрақтылық жұлдыздың магнит өрісінің иондалған газдардың тік ағындарының көлденең бағытта ауытқуына жол бермеуіне байланысты туындайды.
Spots
Сонымен қатар кейде фотосфера бетінде – дақтардың ядроларында күңгірт аймақтар пайда болады. Көбінесе дақтар жердің диаметрінен асатын диаметрге дейін өсуі мүмкін. Күн дақтары әдетте топтарда пайда болады, содан кейін үлкейеді. Бірте-бірте олар толығымен жойылғанша кішігірім аймақтарға бөлінеді. Күн экваторының екі жағында дақтар пайда болады. Әрбір 11 жыл сайын олардың саны, сондай-ақ дақтар алып жатқан аумақ максимумға жетеді. Дақтардың байқалған қозғалысына сәйкес, Галилео қабілетті болдыкүннің айналуын анықтау. Кейінірек бұл айналдыру спектрлік талдау арқылы нақтыланды.
Осы уақытқа дейін ғалымдар күн дақтарының көбею кезеңі неліктен дәл 11 жыл екенін түсінбей келеді. Білімдегі олқылықтарға қарамастан, күн дақтары және жұлдыз қызметінің басқа аспектілерінің кезеңділігі туралы ақпарат ғалымдарға маңызды болжамдар жасауға мүмкіндік береді. Бұл деректерді зерттеу арқылы магниттік дауылдардың басталуына, радиобайланыс саласындағы бұзылуларға болжам жасауға болады.
Басқа санаттардан айырмашылығы
Жұлдыздың жарқырауы – бір уақыт бірлігінде жарықтан шығатын энергия мөлшері. Бұл шаманы жұлдыздың Жерден қашықтығы белгілі болған жағдайда планетамыздың бетіне түсетін энергия мөлшерінен есептеуге болады. Негізгі қатардағы жұлдыздардың жарқырауы салқын, массасы төмен жұлдыздардың жарқырауынан жоғары және күн массасы 60 пен 100 аралығындағы ыстық жұлдыздардан азырақ.
Суық жұлдыздар көптеген жұлдыздарға қатысты төменгі оң жақ бұрышта, ал ыстық жұлдыздар жоғарғы сол жақ бұрышта орналасқан. Сонымен қатар, жұлдыздардың көпшілігінде, қызыл алыптар мен ақ ергежейлілерден айырмашылығы, массасы жарықтық индексіне байланысты. Әрбір жұлдыз өмірінің көп бөлігін негізгі тізбекте өткізеді. Ғалымдардың пайымдауынша, массасы көп жұлдыздар массасы аз жұлдыздарға қарағанда әлдеқайда аз өмір сүреді. Бір қарағанда, бұл керісінше болуы керек, өйткені оларда жағу үшін көбірек сутегі бар және олар оны ұзағырақ пайдалануы керек. Дегенмен, жұлдыздарүлкендер отынды тезірек тұтынады.
