Les étoiles sont d'énormes boules de plasma lumineux. Il y en a un grand nombre dans notre galaxie. Les étoiles ont joué un rôle important dans le développement de la science. Ils ont également été notés dans les mythes de nombreux peuples, ont servi d'outils de navigation. Lorsque les télescopes ont été inventés, ainsi que les lois du mouvement des corps célestes et de la gravité, les scientifiques ont réalisé que toutes les étoiles sont similaires au Soleil.
Définition
Les étoiles de la séquence principale incluent toutes celles dans lesquelles l'hydrogène se transforme en hélium. Comme ce processus est caractéristique de la plupart des étoiles, la plupart des luminaires observés par l'homme entrent dans cette catégorie. Par exemple, le Soleil appartient également à ce groupe. Alpha Orionis, ou, par exemple, le satellite de Sirius, n'appartient pas aux étoiles de la séquence principale.
Groupes d'étoiles
Pour la première fois, les scientifiques E. Hertzsprung et G. Russell ont abordé la question de la comparaison des étoiles avec leurs types spectraux. Ils ont créé un graphique qui affichait le spectre et la luminosité des étoiles. Par la suite, ce diagramme a été nommé d'après eux. La plupart des luminaires qui s'y trouvent sont appelés les corps célestes du principalséquences. Cette catégorie comprend des étoiles allant des supergéantes bleues aux naines blanches. La luminosité du Soleil dans ce diagramme est prise comme unité. La séquence comprend des étoiles de différentes masses. Les scientifiques ont identifié les catégories suivantes de luminaires:
- Supergéantes - Luminosité de classe I.
- Géants - Classe II.
- Étoiles de la séquence principale - Classe V.
- Sous-nains - Classe VI.
- Naines blanches – classe VII.
Processus à l'intérieur des luminaires
Du point de vue de la structure, le Soleil peut être divisé en quatre zones conditionnelles, au sein desquelles divers processus physiques se produisent. L'énergie de rayonnement de l'étoile, ainsi que l'énergie thermique interne, apparaissent profondément à l'intérieur du luminaire, étant transférées aux couches externes. La structure des étoiles de la séquence principale est similaire à la structure du luminaire du système solaire. La partie centrale de tout luminaire appartenant à cette catégorie sur le diagramme Hertzsprung-Russell est le noyau. Des réactions nucléaires s'y déroulent en permanence, au cours desquelles l'hélium se transforme en hydrogène. Pour que les noyaux d'hydrogène entrent en collision, leur énergie doit être supérieure à l'énergie de répulsion. Par conséquent, de telles réactions ne se déroulent qu'à des températures très élevées. À l'intérieur du Soleil, la température atteint 15 millions de degrés Celsius. Au fur et à mesure qu'elle s'éloigne du noyau de l'étoile, elle diminue. À la limite extérieure du noyau, la température est déjà la moitié de la valeur dans la partie centrale. La densité du plasma diminue également.
Réactions nucléaires
Mais pas seulement dans la structure interne de la séquence principale, les étoiles sont similaires au Soleil. Les luminaires de cette catégorie se distinguent également par le fait que les réactions nucléaires à l'intérieur se produisent selon un processus en trois étapes. Sinon, on parle de cycle proton-proton. Dans la première phase, deux protons entrent en collision. À la suite de cette collision, de nouvelles particules apparaissent: deutérium, positron et neutrino. Ensuite, le proton entre en collision avec une particule de neutrino et un noyau de l'isotope hélium-3 se forme, ainsi qu'un quantum de rayons gamma. À la troisième étape du processus, deux noyaux d'hélium-3 fusionnent et de l'hydrogène ordinaire se forme.
Au cours de ces collisions, des particules élémentaires de neutrinos sont constamment produites lors des réactions nucléaires. Ils surmontent les couches inférieures de l'étoile et volent dans l'espace interplanétaire. Les neutrinos sont également enregistrés au sol. Le montant enregistré par les scientifiques à l'aide d'instruments est incommensurablement inférieur à ce qu'il devrait être selon l'hypothèse des scientifiques. Ce problème est l'un des plus grands mystères de la physique solaire.
Zone rayonnante
La couche suivante dans la structure du Soleil et des étoiles de la séquence principale est la zone radiante. Ses limites s'étendent du noyau à une fine couche située en bordure de la zone convective - la tachocline. La zone radiante tire son nom de la manière dont l'énergie est transférée du noyau aux couches externes de l'étoile - le rayonnement. photon,qui sont constamment produites dans le noyau, se déplacent dans cette zone, entrant en collision avec les noyaux du plasma. On sait que la vitesse de ces particules est égale à la vitesse de la lumière. Mais malgré cela, il faut environ un million d'années aux photons pour atteindre la limite des zones convective et radiative. Ce retard est dû à la collision constante des photons avec les noyaux du plasma et à leur réémission.
Tachocline
Le soleil et les étoiles de la séquence principale ont également une zone mince, jouant apparemment un rôle important dans la formation du champ magnétique des étoiles. C'est ce qu'on appelle une tachocline. Les scientifiques suggèrent que c'est ici que se déroulent les processus de la dynamo magnétique. Cela réside dans le fait que les flux de plasma étirent les lignes de champ magnétique et augmentent l'intensité globale du champ. Il existe également des suggestions selon lesquelles un changement brutal de la composition chimique du plasma se produit dans la zone de la tachocline.
Zone convective
Cette zone représente la couche la plus externe. Sa limite inférieure est située à une profondeur de 200 000 km et la limite supérieure atteint la surface de l'étoile. Au début de la zone convective, la température est encore assez élevée, elle atteint environ 2 millions de degrés. Cependant, cet indicateur n'est plus suffisant pour que le processus d'ionisation des atomes de carbone, d'azote et d'oxygène se produise. Cette zone tire son nom de la manière dont il y a un transfert constant de matière des couches profondes vers l'extérieur - convection ou mélange.
Dans une présentation surLes étoiles de la séquence principale peuvent indiquer que le Soleil est une étoile ordinaire de notre galaxie. Par conséquent, un certain nombre de questions - par exemple, sur les sources de son énergie, sa structure, ainsi que sur la formation du spectre - sont communes au Soleil et aux autres étoiles. Notre luminaire est unique en termes d'emplacement - c'est l'étoile la plus proche de notre planète. Par conséquent, sa surface est soumise à une étude détaillée.
Photosphère
La coquille visible du Soleil s'appelle la photosphère. C'est elle qui rayonne presque toute l'énergie qui arrive sur Terre. La photosphère est constituée de granules, qui sont des nuages allongés de gaz chaud. Ici, vous pouvez également observer de petites taches, appelées torches. Leur température est d'environ 200 oC supérieure à celle de la masse environnante, de sorte qu'elles diffèrent par leur luminosité. Les torches peuvent exister jusqu'à plusieurs semaines. Cette stabilité est due au fait que le champ magnétique de l'étoile ne permet pas aux flux verticaux de gaz ionisés de dévier dans une direction horizontale.
Spots
De plus, des zones sombres apparaissent parfois à la surface de la photosphère - les noyaux des taches. Souvent, les taches peuvent atteindre un diamètre supérieur au diamètre de la Terre. Les taches solaires ont tendance à apparaître en groupes, puis à grossir. Peu à peu, ils se divisent en zones plus petites jusqu'à ce qu'ils disparaissent complètement. Des taches apparaissent des deux côtés de l'équateur solaire. Tous les 11 ans, leur nombre, ainsi que la surface occupée par les spots, atteignent un maximum. Selon le mouvement observé des taches, Galileo a pudétecter la rotation du soleil. Plus tard, cette rotation a été affinée à l'aide d'une analyse spectrale.
Jusqu'à présent, les scientifiques se demandent pourquoi la période d'augmentation des taches solaires est d'exactement 11 ans. Malgré les lacunes dans les connaissances, les informations sur les taches solaires et la périodicité d'autres aspects de l'activité de l'étoile donnent aux scientifiques la possibilité de faire des prédictions importantes. En étudiant ces données, il est possible de faire des prédictions sur l'apparition d'orages magnétiques, de perturbations dans le domaine des communications radio.
Différences par rapport aux autres catégories
La luminosité d'une étoile est la quantité d'énergie émise par le luminaire en une unité de temps. Cette valeur peut être calculée à partir de la quantité d'énergie qui atteint la surface de notre planète, à condition que la distance de l'étoile à la Terre soit connue. La luminosité des étoiles de la séquence principale est supérieure à celle des étoiles froides de faible masse et inférieure à celle des étoiles chaudes, qui se situent entre 60 et 100 masses solaires.
Les étoiles froides sont dans le coin inférieur droit par rapport à la plupart des étoiles, et les étoiles chaudes sont dans le coin supérieur gauche. Dans le même temps, dans la plupart des étoiles, contrairement aux géantes rouges et aux naines blanches, la masse dépend de l'indice de luminosité. Chaque étoile passe la majeure partie de sa vie sur la séquence principale. Les scientifiques pensent que les étoiles plus massives vivent beaucoup moins que celles qui ont une petite masse. À première vue, ce devrait être le contraire, car ils ont plus d'hydrogène à brûler et ils doivent l'utiliser plus longtemps. Cependant, les étoilesles énormes consomment leur carburant beaucoup plus rapidement.
