Hviezdy sú obrovské gule žiarivej plazmy. V našej galaxii je ich obrovské množstvo. Hviezdy zohrali dôležitú úlohu vo vývoji vedy. Boli tiež zaznamenané v mýtoch mnohých národov, slúžili ako navigačné nástroje. Keď boli vynájdené ďalekohľady, ako aj zákony pohybu nebeských telies a gravitácie, vedci si uvedomili, že všetky hviezdy sú podobné Slnku.
Definícia
Hviezdy hlavnej postupnosti zahŕňajú všetky tie, v ktorých sa vodík mení na hélium. Keďže tento proces je charakteristický pre väčšinu hviezd, väčšina svietidiel pozorovaných človekom patrí do tejto kategórie. Do tejto skupiny patrí napríklad aj Slnko. Alpha Orionis, alebo napríklad satelit Sirius, nepatria medzi hviezdy hlavnej postupnosti.
Skupiny hviezdičiek
Vedci E. Hertzsprung a G. Russell sa prvýkrát zaoberali otázkou porovnávania hviezd s ich spektrálnymi typmi. Vytvorili tabuľku, ktorá zobrazovala spektrum a svietivosť hviezd. Následne bol tento diagram pomenovaný po nich. Väčšina svietidiel, ktoré sa na ňom nachádzajú, sa nazývajú hlavné nebeské telesásekvencie. Táto kategória zahŕňa hviezdy od modrých supergiantov až po bielych trpaslíkov. Svietivosť Slnka v tomto diagrame je braná ako jednota. Sekvencia zahŕňa hviezdy rôznych hmotností. Vedci identifikovali nasledujúce kategórie svietidiel:
- Supergiants – I trieda svietivosti.
- Giants – II trieda.
- Hviezdy hlavnej sekvencie - V trieda.
- Subtrpaslíci – VI trieda.
- Bieli trpaslíci – trieda VII.
Procesy vo vnútri svietidiel
Z hľadiska štruktúry možno Slnko rozdeliť do štyroch podmienených zón, v ktorých prebiehajú rôzne fyzikálne procesy. Energia žiarenia hviezdy, ako aj vnútorná tepelná energia vznikajú hlboko vo vnútri svietidla a sú prenášané do vonkajších vrstiev. Štruktúra hviezd hlavnej postupnosti je podobná štruktúre svietidla slnečnej sústavy. Centrálnou časťou akéhokoľvek svietidla, ktoré patrí do tejto kategórie na Hertzsprung-Russellovom diagrame, je jadro. Neustále tam prebiehajú jadrové reakcie, pri ktorých sa hélium mení na vodík. Aby sa jadrá vodíka navzájom zrazili, ich energia musí byť väčšia ako energia odpudzovania. Preto takéto reakcie prebiehajú len pri veľmi vysokých teplotách. Vo vnútri Slnka dosahuje teplota 15 miliónov stupňov Celzia. Keď sa vzďaľuje od jadra hviezdy, klesá. Na vonkajšej hranici jadra je už teplota polovičná oproti hodnote v centrálnej časti. Hustota plazmy tiež klesá.
Jadrové reakcie
Ale nielen vo vnútornej štruktúre hlavnej postupnosti sú hviezdy podobné Slnku. Svietidlá tejto kategórie sa vyznačujú aj tým, že jadrové reakcie v nich prebiehajú trojstupňovým procesom. Inak sa to nazýva protón-protónový cyklus. V prvej fáze sa navzájom zrážajú dva protóny. V dôsledku tejto zrážky sa objavujú nové častice: deutérium, pozitrón a neutrino. Ďalej sa protón zrazí s časticou neutrín a vytvorí sa jadro izotopu hélia-3 a tiež kvantum gama žiarenia. V tretej fáze procesu sa spoja dve jadrá hélia-3 a vznikne obyčajný vodík.
V priebehu týchto zrážok neustále vznikajú elementárne častice neutrín počas jadrových reakcií. Prekonávajú spodné vrstvy hviezdy a lietajú do medziplanetárneho priestoru. Neutrína sú registrované aj na zemi. Množstvo, ktoré vedci pomocou prístrojov zaznamenajú, je neúmerne menšie, ako by podľa predpokladu vedcov malo byť. Tento problém je jednou z najväčších záhad slnečnej fyziky.
Zóna žiarenia
Ďalšou vrstvou v štruktúre Slnka a hviezd hlavnej postupnosti je zóna žiarenia. Jeho hranice siahajú od jadra po tenkú vrstvu umiestnenú na hranici konvekčnej zóny - tachoklin. Žiarivá zóna dostala svoj názov podľa spôsobu prenosu energie z jadra do vonkajších vrstiev hviezdy – žiarenia. fotóny,ktoré sa neustále vytvárajú v jadre, sa pohybujú v tejto zóne, pričom sa zrážajú s jadrami plazmy. Je známe, že rýchlosť týchto častíc sa rovná rýchlosti svetla. Napriek tomu však fotónom trvá asi milión rokov, kým dosiahnu hranicu konvekčnej a radiačnej zóny. Toto oneskorenie je spôsobené neustálou zrážkou fotónov s jadrami plazmy a ich opätovnou emisiou.
Tachocline
Slnko a hviezdy hlavnej postupnosti majú tiež tenkú zónu, ktorá zjavne hrá dôležitú úlohu pri vytváraní magnetického poľa hviezd. Volá sa tacholín. Vedci naznačujú, že práve tu prebiehajú procesy magnetického dynama. Spočíva v tom, že toky plazmy napínajú magnetické siločiary a zvyšujú celkovú intenzitu poľa. Existujú tiež návrhy, že v tacholínovej zóne dochádza k prudkej zmene chemického zloženia plazmy.
Konvektívna zóna
Táto oblasť predstavuje najvzdialenejšiu vrstvu. Jeho spodná hranica sa nachádza v hĺbke 200 000 km a horná hranica dosahuje povrch hviezdy. Na začiatku konvekčnej zóny je teplota stále dosť vysoká, dosahuje okolo 2 miliónov stupňov. Tento indikátor však už nestačí na to, aby došlo k procesu ionizácie atómov uhlíka, dusíka a kyslíka. Táto zóna dostala svoj názov podľa spôsobu, akým dochádza k neustálemu prenosu hmoty z hlbokých vrstiev do vonkajšej - konvekciou, čiže miešaním.
V prezentácii oHviezdy hlavnej postupnosti môžu naznačovať skutočnosť, že Slnko je obyčajná hviezda v našej galaxii. Preto je množstvo otázok – napríklad o zdrojoch jeho energie, štruktúre, ale aj utváraní spektra – spoločných ako pre Slnko, tak aj pre iné hviezdy. Naše svietidlo je jedinečné svojou polohou – je to najbližšia hviezda k našej planéte. Preto je jeho povrch podrobený podrobnému štúdiu.
Photosphere
Viditeľný obal Slnka sa nazýva fotosféra. Je to ona, ktorá vyžaruje takmer všetku energiu, ktorá prichádza na Zem. Fotosféra pozostáva z granúl, čo sú pretiahnuté oblaky horúceho plynu. Tu môžete pozorovať aj malé škvrny, ktoré sa nazývajú fakle. Ich teplota je približne o 200 oC vyššia ako okolitá hmota, takže sa líšia jasom. Pochodne môžu existovať až niekoľko týždňov. Táto stabilita vzniká v dôsledku skutočnosti, že magnetické pole hviezdy nedovoľuje, aby sa vertikálne prúdy ionizovaných plynov odchýlili v horizontálnom smere.
Spots
Na povrchu fotosféry sa niekedy objavujú tmavé oblasti – jadrá škvŕn. Škvrny môžu často narásť do priemeru, ktorý presahuje priemer Zeme. Slnečné škvrny majú tendenciu sa objavovať v skupinách, potom sa zväčšujú. Postupne sa rozpadajú na menšie oblasti, až kým úplne nezmiznú. Škvrny sa objavujú na oboch stranách slnečného rovníka. Každých 11 rokov ich počet, ako aj plocha, ktorú zaberajú škvrny, dosahujú maximum. Podľa pozorovaného pohybu škvŕn to Galileo dokázaldetekovať rotáciu slnka. Neskôr bola táto rotácia spresnená pomocou spektrálnej analýzy.
Vedci si doteraz lámu hlavu nad tým, prečo je obdobie pribúdajúcich slnečných škvŕn práve 11 rokov. Napriek medzerám vo vedomostiach poskytujú informácie o slnečných škvrnách a periodicite iných aspektov činnosti hviezdy vedcom príležitosť urobiť dôležité predpovede. Štúdiom týchto údajov je možné predpovedať nástup magnetických búrok, poruchy v oblasti rádiovej komunikácie.
Odlišnosti od iných kategórií
Svietosť hviezdy je množstvo energie, ktorú svietidlo vyžaruje za jednu jednotku času. Táto hodnota sa dá vypočítať z množstva energie, ktorá sa dostane na povrch našej planéty za predpokladu, že je známa vzdialenosť hviezdy od Zeme. Svietivosť hviezd hlavnej postupnosti je väčšia ako u studených hviezd s nízkou hmotnosťou a menšia ako u horúcich hviezd, ktoré majú hmotnosť Slnka od 60 do 100.
Studené hviezdy sú v pravom dolnom rohu vzhľadom na väčšinu hviezd a horúce hviezdy sú v ľavom hornom rohu. Zároveň vo väčšine hviezd, na rozdiel od červených obrov a bielych trpaslíkov, hmotnosť závisí od indexu svietivosti. Každá hviezda trávi väčšinu svojho života v hlavnej sekvencii. Vedci sa domnievajú, že hmotnejšie hviezdy žijú oveľa menej ako tie, ktoré majú malú hmotnosť. Na prvý pohľad by to malo byť naopak, pretože majú na spálenie viac vodíka a musia ho dlhšie využívať. Avšak, hviezdymasívne spotrebujú palivo oveľa rýchlejšie.
