Sterne sind riesige Bälle aus leuchtendem Plasma. Es gibt eine riesige Anzahl von ihnen in unserer Galaxie. Die Sterne haben eine wichtige Rolle bei der Entwicklung der Wissenschaft gespielt. Sie wurden auch in den Mythen vieler Völker erwähnt und dienten als Navigationsinstrumente. Als die Teleskope sowie die Bewegungsgesetze der Himmelskörper und die Schwerkraft erfunden wurden, erkannten die Wissenschaftler, dass alle Sterne der Sonne ähnlich sind.
Definition
Zu den Hauptreihensternen zählen all jene, in denen Wasserstoff zu Helium wird. Da dieser Prozess für die meisten Sterne charakteristisch ist, fallen die meisten vom Menschen beobachteten Leuchten in diese Kategorie. Zu dieser Gruppe gehört beispielsweise auch die Sonne. Alpha Orionis oder beispielsweise der Satellit des Sirius gehören nicht zu den Hauptreihensternen.
Sternengruppen
Zum ersten Mal haben sich die Wissenschaftler E. Hertzsprung und G. Russell mit dem Thema beschäftigt, Sterne mit ihren Spektr altypen zu vergleichen. Sie erstellten ein Diagramm, das das Spektrum und die Leuchtkraft von Sternen darstellte. Anschließend wurde dieses Diagramm nach ihnen benannt. Die meisten der darauf befindlichen Leuchten werden als Himmelskörper der Hauptsache bezeichnetSequenzen. Diese Kategorie umfasst Sterne, die von blauen Überriesen bis hin zu weißen Zwergen reichen. Die Leuchtkraft der Sonne wird in diesem Diagramm als Einheit angenommen. Die Sequenz umfasst Sterne verschiedener Massen. Wissenschaftler haben die folgenden Kategorien von Koryphäen identifiziert:
- Überriesen - Leuchtkraft der Klasse I.
- Riesen - Klasse II.
- Stars der Hauptreihe - Klasse V.
- Unterzwerge - Klasse VI.
- Weiße Zwerge – Klasse VII.
Prozesse in den Koryphäen
Von der Struktur her lässt sich die Sonne in vier bedingte Zonen einteilen, innerhalb derer verschiedene physikalische Prozesse ablaufen. Die Strahlungsenergie des Sterns sowie die innere Wärmeenergie entstehen tief im Inneren des Leuchtkörpers und werden auf die äußeren Schichten übertragen. Die Struktur der Hauptreihensterne ähnelt der Struktur der Leuchte des Sonnensystems. Der zentrale Teil jeder Leuchte, die zu dieser Kategorie im Hertzsprung-Russell-Diagramm gehört, ist der Kern. Dort finden ständig Kernreaktionen statt, bei denen Helium in Wasserstoff umgewandelt wird. Damit Wasserstoffkerne miteinander kollidieren können, muss ihre Energie größer sein als die Abstoßungsenergie. Daher laufen solche Reaktionen nur bei sehr hohen Temperaturen ab. Im Inneren der Sonne erreicht die Temperatur 15 Millionen Grad Celsius. Wenn es sich vom Kern des Sterns entfernt, nimmt es ab. Am äußeren Rand des Kerns ist die Temperatur bereits halb so hoch wie im mittleren Teil. Auch die Dichte des Plasmas nimmt ab.
Kernreaktionen
Aber nicht nur im inneren Aufbau der Hauptreihe ähneln Sterne der Sonne. Die Koryphäen dieser Kategorie zeichnen sich auch dadurch aus, dass Kernreaktionen in ihrem Inneren durch einen dreistufigen Prozess ablaufen. Ansonsten spricht man vom Proton-Proton-Zyklus. In der ersten Phase kollidieren zwei Protonen miteinander. Als Ergebnis dieser Kollision entstehen neue Teilchen: Deuterium, Positron und Neutrino. Als nächstes kollidiert das Proton mit einem Neutrinoteilchen, und es entsteht ein Kern des Helium-3-Isotops sowie ein Gammastrahlenquant. In der dritten Stufe des Prozesses verschmelzen zwei Helium-3-Kerne miteinander und es entsteht gewöhnlicher Wasserstoff.
Im Zuge dieser Kollisionen entstehen bei Kernreaktionen ständig Neutrino-Elementarteilchen. Sie überwinden die unteren Schichten des Sterns und fliegen in den interplanetaren Raum. Neutrinos werden auch am Boden registriert. Die Menge, die von Wissenschaftlern mit Hilfe von Instrumenten erfasst wird, ist ungleich geringer, als sie nach wissenschaftlicher Annahme sein sollte. Dieses Problem ist eines der größten Rätsel der Sonnenphysik.
Strahlungszone
Die nächste Schicht in der Struktur der Sonne und der Hauptreihensterne ist die Strahlungszone. Seine Grenzen erstrecken sich vom Kern bis zu einer dünnen Schicht an der Grenze der Konvektionszone - der Tachocline. Die Strahlungszone hat ihren Namen von der Art und Weise, wie Energie vom Kern zu den äußeren Schichten des Sterns übertragen wird - Strahlung. Photonen,die ständig im Kern produziert werden, bewegen sich in dieser Zone und kollidieren mit den Plasmakernen. Es ist bekannt, dass die Geschwindigkeit dieser Teilchen gleich der Lichtgeschwindigkeit ist. Trotzdem brauchen Photonen etwa eine Million Jahre, um die Grenze zwischen Konvektions- und Strahlungszone zu erreichen. Diese Verzögerung ist auf die ständige Kollision von Photonen mit den Plasmakernen und deren erneuter Emission zurückzuführen.
Tachocline
Die Sonne und die Hauptreihensterne haben ebenfalls eine dünne Zone, die anscheinend eine wichtige Rolle bei der Bildung des Magnetfelds der Sterne spielt. Es heißt Tachocline. Wissenschaftler vermuten, dass hier die Prozesse des magnetischen Dynamos stattfinden. Sie liegt darin begründet, dass Plasmaströmungen die magnetischen Feldlinien strecken und die Gesamtfeldstärke erhöhen. Es gibt auch Hinweise darauf, dass in der Tachocline-Zone eine starke Änderung der chemischen Zusammensetzung des Plasmas auftritt.
Konvektionszone
Dieser Bereich repräsentiert die äußerste Schicht. Seine untere Grenze befindet sich in einer Tiefe von 200.000 km und die obere erreicht die Oberfläche des Sterns. Zu Beginn der Konvektionszone ist die Temperatur noch recht hoch, sie erreicht etwa 2 Millionen Grad. Dieser Indikator reicht jedoch nicht mehr aus, damit der Prozess der Ionisierung von Kohlenstoff-, Stickstoff- und Sauerstoffatomen stattfindet. Diese Zone erhielt ihren Namen aufgrund der Art und Weise, in der Materie von den tiefen Schichten nach außen ständig übertragen wird - Konvektion oder Vermischung.
In einer Präsentation überHauptreihensterne können darauf hinweisen, dass die Sonne ein gewöhnlicher Stern in unserer Galaxie ist. Daher sind der Sonne und anderen Sternen eine Reihe von Fragen gemeinsam, etwa nach Energiequellen, Aufbau oder auch der Entstehung des Spektrums. Unser Koryphäe ist einzigartig in Bezug auf seinen Standort - es ist der Stern, der unserem Planeten am nächsten ist. Daher wird seine Oberfläche einer detaillierten Untersuchung unterzogen.
Photosphere
Die sichtbare Hülle der Sonne wird Photosphäre genannt. Sie ist es, die fast die gesamte Energie ausstrahlt, die auf die Erde kommt. Die Photosphäre besteht aus Körnern, bei denen es sich um längliche Wolken aus heißem Gas handelt. Hier können Sie auch kleine Flecken beobachten, die Fackeln genannt werden. Ihre Temperatur ist etwa 200 oC höher als die umgebende Masse, sie unterscheiden sich also in ihrer Helligkeit. Fackeln können bis zu mehreren Wochen bestehen. Diese Stabilität ergibt sich aus der Tatsache, dass das Magnetfeld des Sterns es den vertikalen Strömen ionisierter Gase nicht erlaubt, in eine horizontale Richtung abzuweichen.
Spots
Außerdem erscheinen manchmal dunkle Bereiche auf der Oberfläche der Photosphäre - die Kerne von Flecken. Oft können Flecken zu einem Durchmesser wachsen, der den Durchmesser der Erde übersteigt. Sonnenflecken treten in der Regel in Gruppen auf und werden dann größer. Allmählich zerfallen sie in kleinere Bereiche, bis sie ganz verschwinden. Flecken erscheinen auf beiden Seiten des Sonnenäquators. Alle 11 Jahre erreichen ihre Anzahl sowie die von Spots eingenommene Fläche ein Maximum. Gemäß der beobachteten Bewegung der Flecken war Galileo dazu in der Lageerkennt die Drehung der Sonne. Später wurde diese Rotation mittels Spektralanalyse verfeinert.
Bis jetzt rätseln Wissenschaftler, warum die Periode der zunehmenden Sonnenflecken genau 11 Jahre beträgt. Trotz Wissenslücken geben Informationen über Sonnenflecken und die Periodizität anderer Aspekte der Aktivität des Sterns den Wissenschaftlern die Möglichkeit, wichtige Vorhersagen zu treffen. Durch das Studium dieser Daten ist es möglich, Vorhersagen über das Einsetzen von Magnetstürmen und Störungen im Bereich der Funkkommunikation zu treffen.
Unterschiede zu anderen Kategorien
Die Leuchtkraft eines Sterns ist die Energiemenge, die von der Leuchte in einer Zeiteinheit abgegeben wird. Dieser Wert lässt sich aus der Energiemenge berechnen, die die Oberfläche unseres Planeten erreicht, vorausgesetzt, die Entfernung des Sterns von der Erde ist bekannt. Die Leuchtkraft von Hauptreihensternen ist größer als die von k alten, massearmen Sternen und geringer als die von heißen Sternen, die zwischen 60 und 100 Sonnenmassen haben.
K alte Sterne befinden sich relativ zu den meisten Sternen in der unteren rechten Ecke und heiße Sterne in der oberen linken Ecke. Gleichzeitig hängt bei den meisten Sternen, anders als bei Roten Riesen und Weißen Zwergen, die Masse vom Leuchtkraftindex ab. Jeder Stern verbringt den größten Teil seines Lebens auf der Hauptreihe. Wissenschaftler glauben, dass massereichere Sterne viel weniger leben als solche mit geringer Masse. Auf den ersten Blick sollte es umgekehrt sein, denn sie haben mehr Wasserstoff zu verbrennen und müssen ihn länger nutzen. Allerdings die SterneMassive verbrauchen ihren Treibstoff viel schneller.
