Yulduzlar yorqin plazmadan iborat ulkan sharlardir. Bizning galaktikamizda ularning soni juda ko'p. Yulduzlar fanning rivojlanishida muhim rol o'ynagan. Ular ko'plab xalqlarning afsonalarida ham qayd etilgan, navigatsiya vositasi sifatida xizmat qilgan. Teleskoplar, shuningdek, samoviy jismlarning harakat qonunlari va tortishish ixtiro qilinganida, olimlar barcha yulduzlar Quyoshga o'xshashligini tushunishdi.
Tanrif
Asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarga vodorod geliyga aylanadigan barcha yulduzlar kiradi. Bu jarayon ko'pchilik yulduzlarga xos bo'lganligi sababli, inson tomonidan kuzatilgan yoritgichlarning aksariyati ushbu toifaga kiradi. Masalan, Quyosh ham shu guruhga kiradi. Alpha Orionis yoki, masalan, Sirius sun'iy yo'ldoshi asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarga tegishli emas.
Yulduzli guruhlar
Yulduzlarni spektral tiplari bilan solishtirish masalasini birinchi marta olimlar E. Gerssprung va G. Rassellar olib borishdi. Ular yulduzlarning spektri va yorqinligini aks ettiruvchi diagramma yaratdilar. Keyinchalik, bu diagramma ularning nomi bilan ataldi. Unda joylashgan yoritgichlarning aksariyati asosiy samoviy jismlar deb ataladiketma-ketliklar. Ushbu turkumga ko'k supergigantlardan oq mittigacha bo'lgan yulduzlar kiradi. Ushbu diagrammada Quyoshning yorqinligi birlik sifatida qabul qilinadi. Ketma-ket turli massali yulduzlarni o'z ichiga oladi. Olimlar yoritgichlarning quyidagi toifalarini aniqladilar:
- Supergigantlar - I sinf yorqinligi.
- Gigantlar - II sinf.
- Asosiy ketma-ketlik yulduzlari - V sinf.
- Subdwarfs - VI sinf.
- Oq mittilar - VII sinf.
Chiritkichlar ichidagi jarayonlar
Tuzilish nuqtai nazaridan Quyoshni toʻrtta shartli zonaga boʻlish mumkin, ular doirasida turli jismoniy jarayonlar sodir boʻladi. Yulduzning radiatsiya energiyasi, shuningdek, ichki issiqlik energiyasi yoritgichning chuqur ichida paydo bo'lib, tashqi qatlamlarga o'tadi. Asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarning tuzilishi quyosh tizimining yoritgichi tuzilishiga o'xshaydi. Hertzsprung-Russell diagrammasida ushbu toifaga kiruvchi har qanday yoritgichning markaziy qismi yadro hisoblanadi. U erda doimiy ravishda yadroviy reaktsiyalar sodir bo'ladi, bunda geliy vodorodga aylanadi. Vodorod yadrolari bir-biri bilan to'qnashishi uchun ularning energiyasi itarilish energiyasidan katta bo'lishi kerak. Shuning uchun bunday reaktsiyalar faqat juda yuqori haroratlarda davom etadi. Quyosh ichida harorat Selsiy bo'yicha 15 million darajaga etadi. Yulduz yadrosidan uzoqlashganda u kamayadi. Yadroning tashqi chegarasida harorat allaqachon markaziy qismdagi qiymatning yarmiga teng. Plazma zichligi ham kamayadi.
Yadro reaktsiyalari
Ammo nafaqat asosiy ketma-ketlikning ichki tuzilishida yulduzlar Quyoshga o'xshaydi. Bu toifadagi yoritgichlar, shuningdek, ularning ichidagi yadro reaksiyalari uch bosqichli jarayon orqali sodir bo'lishi bilan ajralib turadi. Aks holda, u proton-proton aylanishi deb ataladi. Birinchi bosqichda ikkita proton bir-biri bilan to'qnashadi. Ushbu to'qnashuv natijasida yangi zarralar paydo bo'ladi: deyteriy, pozitron va neytrino. Keyinchalik, proton neytrino zarrasi bilan to'qnashadi va geliy-3 izotopining yadrosi, shuningdek, gamma-nurlari kvanti hosil bo'ladi. Jarayonning uchinchi bosqichida ikkita geliy-3 yadrosi birlashadi va oddiy vodorod hosil bo'ladi.
Ushbu toʻqnashuvlar jarayonida yadro reaksiyalari jarayonida doimiy ravishda neytrino elementar zarrachalar hosil boʻladi. Ular yulduzning pastki qatlamlarini engib, sayyoralararo kosmosga uchib ketishadi. Neytrinolar ham yerda qayd etilgan. Olimlar tomonidan asboblar yordamida qayd etilgan miqdor olimlar taxmini bo'yicha bo'lishi kerak bo'lganidan misli ko'rilmagan darajada kamroq. Bu muammo quyosh fizikasidagi eng katta sirlardan biridir.
Nurlanish zonasi
Quyosh va asosiy ketma-ket yulduzlar tuzilishidagi keyingi qatlam nurlanish zonasidir. Uning chegaralari yadrodan konvektiv zona chegarasida joylashgan yupqa qatlam - taxoklingacha cho'ziladi. Nurlanish zonasi o'z nomini energiyaning yadrodan yulduzning tashqi qatlamlariga - nurlanishga o'tish usulidan oldi. fotonlar,yadroda doimo hosil bo'ladigan, plazma yadrolari bilan to'qnashib, bu zonada harakat qiladi. Ma'lumki, bu zarrachalarning tezligi yorug'lik tezligiga teng. Ammo shunga qaramay, konvektiv va radiatsiya zonalari chegarasiga yetib borish uchun fotonlar taxminan million yil davom etadi. Bu kechikish fotonlarning plazma yadrolari bilan doimiy to‘qnashuvi va ularning qayta emissiyasi bilan bog‘liq.
Taxoklin
Quyosh va asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar ham yupqa zonaga ega boʻlib, yulduzlarning magnit maydonining shakllanishida muhim rol oʻynaydi. Bu taxoklin deb ataladi. Olimlarning fikriga ko'ra, magnit dinamoning jarayonlari aynan shu erda sodir bo'ladi. Bu plazma oqimlarining magnit maydon chiziqlarini cho'zishi va umumiy maydon kuchini oshirishi bilan bog'liq. Plazmaning kimyoviy tarkibida keskin o'zgarish taxoklin zonasida sodir bo'lishi haqida ham takliflar mavjud.
Konvektiv zona
Bu maydon eng tashqi qatlamni bildiradi. Uning pastki chegarasi 200 ming km chuqurlikda, yuqori chegarasi esa yulduz yuzasiga etib boradi. Konvektiv zonaning boshida harorat hali ham ancha yuqori, u taxminan 2 million darajaga etadi. Biroq, bu ko'rsatkich endi uglerod, azot va kislorod atomlarini ionlash jarayoni sodir bo'lishi uchun etarli emas. Bu zona o'z nomini materiyaning chuqur qatlamlardan tashqi konveksiya yoki aralashga doimiy ravishda o'tishi tufayli oldi.
Haqida taqdimotdaYulduzlarning asosiy ketma-ketligi Quyosh bizning galaktikamizdagi oddiy yulduz ekanligini ko'rsatishi mumkin. Shuning uchun bir qator savollar - masalan, uning energiya manbalari, tuzilishi, shuningdek, spektrning shakllanishi - Quyosh uchun ham, boshqa yulduzlar uchun ham umumiydir. Bizning yoritgichimiz o'zining joylashuvi bo'yicha noyobdir - u sayyoramizga eng yaqin yulduzdir. Shuning uchun uning yuzasi batafsil o'rganiladi.
Fotosfera
Quyoshning ko'rinadigan qobig'i fotosfera deb ataladi. Aynan u Yerga keladigan deyarli barcha energiyani chiqaradi. Fotosfera granulalardan iborat bo'lib, ular issiq gazning cho'zilgan bulutlaridir. Bu erda siz mash'al deb ataladigan kichik dog'larni ham kuzatishingiz mumkin. Ularning harorati atrofdagi massadan taxminan 200 oC yuqori, shuning uchun ular yorqinligida farqlanadi. Chiroqlar bir necha haftagacha mavjud bo'lishi mumkin. Bu barqarorlik yulduzning magnit maydoni ionlangan gazlarning vertikal oqimlarining gorizontal yo‘nalishda og‘ishiga yo‘l qo‘ymasligi tufayli yuzaga keladi.
Spots
Shuningdek, ba'zan fotosfera yuzasida - dog'lar yadrolarida qorong'u joylar paydo bo'ladi. Ko'pincha dog'lar Yerning diametridan oshib ketadigan diametrgacha o'sishi mumkin. Quyosh dog'lari odatda guruhlarda paydo bo'ladi, keyin esa kattalashadi. Asta-sekin ular butunlay yo'qolguncha kichikroq joylarga bo'linadi. Quyosh ekvatorining ikkala tomonida dog'lar paydo bo'ladi. Har 11 yilda ularning soni, shuningdek, dog'lar egallagan maydon maksimal darajaga etadi. Dog'larning kuzatilgan harakatiga ko'ra, Galiley bunga muvaffaq bo'ldiquyoshning aylanishini aniqlang. Keyinchalik bu aylanish spektral tahlil yordamida aniqlandi.
Hozirgacha olimlar quyosh dog'larining ko'payishi davri nima uchun roppa-rosa 11 yil ekani haqida bosh qotirmoqda. Bilimlardagi bo‘shliqlarga qaramay, quyosh dog‘lari va yulduz faoliyatining boshqa jihatlari davriyligi haqidagi ma’lumotlar olimlarga muhim bashorat qilish imkoniyatini beradi. Ushbu ma'lumotlarni o'rganish orqali magnit bo'ronlari boshlanishi, radioaloqa sohasidagi buzilishlar haqida bashorat qilish mumkin.
Boshqa turkumlardan farqlari
Yulduzning yorqinligi - bu yoritgich tomonidan bir vaqtning birligida chiqaradigan energiya miqdori. Bu qiymatni yulduzning Yerdan masofasi ma'lum bo'lishi sharti bilan sayyoramiz yuzasiga etib boradigan energiya miqdoridan hisoblash mumkin. Asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarning yorqinligi sovuq, past massali yulduzlarnikidan kattaroq va 60 dan 100 gacha quyosh massasiga ega issiq yulduzlarnikidan kamroq.
Sovuq yulduzlar aksariyat yulduzlarga nisbatan pastki oʻng burchakda, issiq yulduzlar esa yuqori chap burchakda joylashgan. Shu bilan birga, aksariyat yulduzlarda, qizil gigantlar va oq mittilardan farqli o'laroq, massa yorqinlik indeksiga bog'liq. Har bir yulduz hayotining ko'p qismini asosiy ketma-ketlikda o'tkazadi. Olimlarning fikricha, kattaroq yulduzlar kichik massaga ega bo'lganlarga qaraganda kamroq yashaydi. Bir qarashda, buning aksi bo'lishi kerak, chunki ular yoqish uchun ko'proq vodorodga ega va ular undan uzoqroq foydalanishlari kerak. Biroq, yulduzlarkatta bo'lganlar yoqilg'ini tezroq iste'mol qiladilar.
