Las estrellas son enormes bolas de plasma luminoso. Hay un gran número de ellos dentro de nuestra galaxia. Las estrellas han jugado un papel importante en el desarrollo de la ciencia. También se notaron en los mitos de muchos pueblos, sirvieron como herramientas de navegación. Cuando se inventaron los telescopios, así como las leyes del movimiento de los cuerpos celestes y la gravedad, los científicos se dieron cuenta de que todas las estrellas son similares al Sol.
Definición
Las estrellas de secuencia principal incluyen todas aquellas en las que el hidrógeno se convierte en helio. Dado que este proceso es característico de la mayoría de las estrellas, la mayoría de las luminarias observadas por el hombre entran en esta categoría. Por ejemplo, el Sol también pertenece a este grupo. Alfa Orionis o, por ejemplo, el satélite de Sirio, no pertenecen a la secuencia principal de estrellas.
Grupos de estrellas
Por primera vez, los científicos E. Hertzsprung y G. Russell abordaron el tema de comparar estrellas con sus tipos espectrales. Crearon un gráfico que mostraba el espectro y la luminosidad de las estrellas. Posteriormente, este diagrama recibió su nombre. La mayoría de las luminarias ubicadas en él se llaman los cuerpos celestes de los principalessecuencias. Esta categoría incluye estrellas que van desde supergigantes azules hasta enanas blancas. La luminosidad del Sol en este diagrama se toma como unidad. La secuencia incluye estrellas de varias masas. Los científicos han identificado las siguientes categorías de luminarias:
- Supergigantes - Clase I de luminosidad.
- Gigantes - Clase II.
- Estrellas de la secuencia principal - clase V.
- Subenanos - Clase VI.
- Enanas blancas – clase VII.
Procesos dentro de las luminarias
Desde el punto de vista de la estructura, el Sol se puede dividir en cuatro zonas condicionales, dentro de las cuales ocurren varios procesos físicos. La energía de radiación de la estrella, así como la energía térmica interna, surgen en el interior de la luminaria y se transfieren a las capas exteriores. La estructura de las estrellas de la secuencia principal es similar a la estructura de la luminaria del sistema solar. La parte central de cualquier luminaria que pertenezca a esta categoría en el diagrama de Hertzsprung-Russell es el núcleo. Allí tienen lugar constantemente reacciones nucleares, durante las cuales el helio se convierte en hidrógeno. Para que los núcleos de hidrógeno choquen entre sí, su energía debe ser mayor que la energía de repulsión. Por lo tanto, tales reacciones ocurren solo a temperaturas muy altas. En el interior del Sol, la temperatura alcanza los 15 millones de grados centígrados. A medida que se aleja del núcleo de la estrella, disminuye. En el límite exterior del núcleo, la temperatura ya es la mitad del valor en la parte central. La densidad del plasma también disminuye.
Reacciones nucleares
Pero no solo en la estructura interna de la secuencia principal las estrellas son similares al Sol. Las luminarias de esta categoría también se distinguen por el hecho de que las reacciones nucleares dentro de ellas ocurren a través de un proceso de tres etapas. De lo contrario, se llama ciclo protón-protón. En la primera fase, dos protones chocan entre sí. Como resultado de esta colisión, aparecen nuevas partículas: deuterio, positrones y neutrinos. A continuación, el protón choca con una partícula de neutrino y se forma un núcleo del isótopo helio-3, así como un cuanto de rayos gamma. En la tercera etapa del proceso, dos núcleos de helio-3 se fusionan y se forma hidrógeno ordinario.
En el curso de estas colisiones, se producen constantemente partículas elementales de neutrinos durante las reacciones nucleares. Superan las capas inferiores de la estrella y vuelan al espacio interplanetario. Los neutrinos también se registran en tierra. La cantidad que registran los científicos con la ayuda de instrumentos es inconmensurablemente menor de lo que debería ser según la suposición de los científicos. Este problema es uno de los mayores misterios de la física solar.
Zona radiante
La siguiente capa en la estructura del Sol y las estrellas de la secuencia principal es la zona radiante. Sus límites se extienden desde el núcleo hasta una capa delgada ubicada en el borde de la zona convectiva: la tacoclina. La zona radiante recibió su nombre de la forma en que la energía se transfiere desde el núcleo a las capas exteriores de la estrella: la radiación. fotones,que se producen constantemente en el núcleo, se desplazan en esta zona, chocando con los núcleos plasmáticos. Se sabe que la velocidad de estas partículas es igual a la velocidad de la luz. Pero a pesar de esto, los fotones tardan alrededor de un millón de años en alcanzar el límite de las zonas de convección y radiación. Este retraso se debe a la constante colisión de fotones con los núcleos de plasma y su reemisión.
Tacoclina
El sol y las estrellas de la secuencia principal también tienen una zona delgada, que aparentemente juega un papel importante en la formación del campo magnético de las estrellas. Se llama tacoclina. Los científicos sugieren que es aquí donde tienen lugar los procesos de la dínamo magnética. Se encuentra en el hecho de que los flujos de plasma estiran las líneas del campo magnético y aumentan la intensidad del campo general. También hay sugerencias de que se produce un cambio brusco en la composición química del plasma en la zona de tacoclina.
Zona convectiva
Esta área representa la capa más externa. Su límite inferior se encuentra a una profundidad de 200 mil km, y el superior llega a la superficie de la estrella. Al comienzo de la zona convectiva, la temperatura todavía es bastante alta, alcanza unos 2 millones de grados. Sin embargo, este indicador ya no es suficiente para que se produzca el proceso de ionización de los átomos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Esta zona recibió su nombre debido a la forma en que hay una transferencia constante de materia desde las capas profundas hacia las exteriores: convección o mezcla.
En una presentación sobreLas estrellas de secuencia principal pueden indicar el hecho de que el Sol es una estrella ordinaria en nuestra galaxia. Por lo tanto, una serie de preguntas, por ejemplo, sobre las fuentes de su energía, estructura y también la formación del espectro, son comunes tanto al Sol como a otras estrellas. Nuestra luminaria es única en cuanto a su ubicación: es la estrella más cercana a nuestro planeta. Por lo tanto, su superficie está sujeta a un estudio detallado.
Fotosfera
La capa visible del Sol se llama fotosfera. Es ella quien irradia casi toda la energía que llega a la Tierra. La fotosfera consta de gránulos, que son nubes alargadas de gas caliente. Aquí también se pueden observar pequeños puntos, a los que se les llama antorchas. Su temperatura es aproximadamente 200 oC más alta que la masa circundante, por lo que difieren en brillo. Las antorchas pueden existir hasta por varias semanas. Esta estabilidad surge debido a que el campo magnético de la estrella no permite que las corrientes verticales de gases ionizados se desvíen en dirección horizontal.
Puntos
Además, a veces aparecen áreas oscuras en la superficie de la fotosfera, los núcleos de las manchas. A menudo, las manchas pueden crecer hasta un diámetro que excede el diámetro de la Tierra. Las manchas solares tienden a aparecer en grupos y luego crecen. Gradualmente, se dividen en áreas más pequeñas hasta que desaparecen por completo. Aparecen manchas a ambos lados del ecuador solar. Cada 11 años, su número, así como el área ocupada por los lugares, alcanza un máximo. Según el movimiento observado de las manchas, Galileo pudodetectar la rotación del sol. Posteriormente, esta rotación se perfeccionó mediante análisis espectral.
Hasta ahora, los científicos se preguntan por qué el período de aumento de las manchas solares dura exactamente 11 años. A pesar de las lagunas en el conocimiento, la información sobre las manchas solares y la periodicidad de otros aspectos de la actividad de la estrella brinda a los científicos la oportunidad de hacer predicciones importantes. Al estudiar estos datos, es posible hacer predicciones sobre la aparición de tormentas magnéticas, perturbaciones en el campo de las comunicaciones por radio.
Diferencias con otras categorías
La luminosidad de una estrella es la cantidad de energía que emite la luminaria en una unidad de tiempo. Este valor se puede calcular a partir de la cantidad de energía que llega a la superficie de nuestro planeta, siempre que se conozca la distancia de la estrella a la Tierra. La luminosidad de las estrellas de secuencia principal es mayor que la de las estrellas frías de baja masa y menor que la de las estrellas calientes, que tienen entre 60 y 100 masas solares.
Las estrellas frías están en la esquina inferior derecha en relación con la mayoría de las estrellas, y las estrellas calientes están en la esquina superior izquierda. Al mismo tiempo, en la mayoría de las estrellas, a diferencia de las gigantes rojas y las enanas blancas, la masa depende del índice de luminosidad. Cada estrella pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal. Los científicos creen que las estrellas más masivas viven mucho menos que las que tienen una masa pequeña. A primera vista, debería ser lo contrario, porque tienen más hidrógeno para quemar y deben usarlo por más tiempo. Sin embargo, las estrellaslos masivos consumen su combustible mucho más rápido.
