ดวงดาวเป็นลูกบอลพลาสม่าเรืองแสงขนาดใหญ่ มีจำนวนมากในกาแลคซีของเรา ดวงดาวมีบทบาทสำคัญในการพัฒนาวิทยาศาสตร์ พวกเขายังถูกบันทึกไว้ในตำนานของหลาย ๆ คนซึ่งทำหน้าที่เป็นเครื่องมือนำทาง เมื่อกล้องโทรทรรศน์ถูกประดิษฐ์ขึ้น เช่นเดียวกับกฎการเคลื่อนที่ของเทห์ฟากฟ้าและความโน้มถ่วง นักวิทยาศาสตร์ตระหนักว่าดาวทุกดวงมีความคล้ายคลึงกับดวงอาทิตย์
คำจำกัดความ
ดาวฤกษ์ในซีเควนซ์หลักรวมถึงดาวทั้งหมดที่ไฮโดรเจนกลายเป็นฮีเลียม เนื่องจากกระบวนการนี้เป็นลักษณะเฉพาะของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ ผู้ทรงคุณวุฒิส่วนใหญ่ที่มนุษย์สังเกตเห็นจึงจัดอยู่ในประเภทนี้ ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์ก็อยู่ในกลุ่มนี้เช่นกัน อัลฟ่า โอไรโอนิส หรือตัวอย่างเช่น ดาวเทียมของซิเรียส ไม่ได้อยู่ในกลุ่มดาวในซีเควนหลัก
สตาร์กรุ๊ป
เป็นครั้งแรกที่นักวิทยาศาสตร์ E. Hertzsprung และ G. Russell หยิบประเด็นเปรียบเทียบดาวกับประเภทสเปกตรัมของพวกมัน พวกเขาสร้างแผนภูมิที่แสดงสเปกตรัมและความส่องสว่างของดวงดาว ต่อจากนั้น ไดอะแกรมนี้ถูกตั้งชื่อตามพวกเขา ผู้ทรงคุณวุฒิส่วนใหญ่ที่อยู่บนนั้นเรียกว่าเทห์ฟากฟ้าของหลักลำดับ หมวดหมู่นี้รวมถึงดาวฤกษ์ตั้งแต่ซุปเปอร์ไจแอนต์สีน้ำเงินไปจนถึงดาวแคระขาว ความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ในแผนภาพนี้ถือเป็นเอกภาพ ลำดับรวมถึงดาวฤกษ์มวลต่างๆ นักวิทยาศาสตร์ได้จำแนกประเภทของผู้ทรงคุณวุฒิดังต่อไปนี้:
- ซุปเปอร์ไจแอนต์ - I class luminosity
- ยักษ์ - ชั้น II
- Stars of the main sequence - V class.
- คนแคระ - ชั้น VI
- ดาวแคระขาว – ชั้น VII.
กระบวนการภายในผู้ทรงคุณวุฒิ
จากมุมมองของโครงสร้าง ดวงอาทิตย์สามารถแบ่งออกเป็นสี่โซนตามเงื่อนไข ซึ่งภายในกระบวนการทางกายภาพต่างๆ เกิดขึ้น พลังงานการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ เช่นเดียวกับพลังงานความร้อนภายใน เกิดขึ้นในส่วนลึกของดวงไฟและถูกถ่ายโอนไปยังชั้นนอก โครงสร้างของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักคล้ายกับโครงสร้างของดวงสว่างของระบบสุริยะ ส่วนกลางของผู้ทรงคุณวุฒิที่อยู่ในหมวดหมู่นี้ในแผนภาพ Hertzsprung-Russell เป็นแกนหลัก ปฏิกิริยานิวเคลียร์เกิดขึ้นที่นั่นอย่างต่อเนื่อง ในระหว่างนั้นฮีเลียมจะถูกแปลงเป็นไฮโดรเจน เพื่อให้ไฮโดรเจนนิวเคลียสชนกัน พลังงานของพวกมันจะต้องมากกว่าพลังงานการผลัก ดังนั้นปฏิกิริยาดังกล่าวจะเกิดขึ้นที่อุณหภูมิสูงมากเท่านั้น ภายในดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิสูงถึง 15 ล้านองศาเซลเซียส เมื่อมันเคลื่อนออกจากแกนกลางของดาว มันก็จะลดน้อยลง ที่ขอบด้านนอกของแกนกลาง อุณหภูมิอยู่ที่ครึ่งหนึ่งของค่าที่ส่วนกลางอยู่แล้ว ความหนาแน่นของพลาสม่าก็ลดลงด้วย
ปฏิกิริยานิวเคลียร์
แต่ไม่เพียงแต่ในโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักเท่านั้นที่มีลักษณะคล้ายกับดวงอาทิตย์ ผู้ทรงคุณวุฒิประเภทนี้ยังโดดเด่นด้วยความจริงที่ว่าปฏิกิริยานิวเคลียร์ภายในเกิดขึ้นผ่านกระบวนการสามขั้นตอน มิฉะนั้นจะเรียกว่าวัฏจักรโปรตอน-โปรตอน ในระยะแรก โปรตอนสองตัวชนกัน จากการชนกันนี้ อนุภาคใหม่ปรากฏขึ้น: ดิวเทอเรียม โพซิตรอน และนิวตริโน ต่อมา โปรตอนชนกับอนุภาคนิวทริโน และเกิดนิวเคลียสของไอโซโทปฮีเลียม-3 ขึ้น เช่นเดียวกับควอนตัมรังสีแกมมา ในขั้นตอนที่สามของกระบวนการ นิวเคลียสฮีเลียม-3 สองตัวหลอมรวมเข้าด้วยกัน และเกิดไฮโดรเจนธรรมดาขึ้น
ในระหว่างการชนกันเหล่านี้ อนุภาคมูลฐานของนิวตริโนจะถูกสร้างขึ้นอย่างต่อเนื่องระหว่างปฏิกิริยานิวเคลียร์ พวกเขาเอาชนะชั้นล่างของดาวฤกษ์และบินสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ นิวตริโนยังลงทะเบียนบนพื้นด้วย ปริมาณที่นักวิทยาศาสตร์บันทึกด้วยความช่วยเหลือของเครื่องมือนั้นน้อยกว่าที่ควรจะเป็นตามสมมติฐานของนักวิทยาศาสตร์ ปัญหานี้เป็นหนึ่งในความลึกลับที่ใหญ่ที่สุดในฟิสิกส์สุริยะ
โซนเรเดียนท์
ชั้นถัดไปในโครงสร้างของดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักคือโซนที่แผ่รังสี ขอบเขตของมันขยายจากแกนกลางไปยังชั้นบาง ๆ ที่อยู่บนเส้นขอบของโซนพาความร้อน - tachocline เขตการแผ่รังสีได้ชื่อมาจากวิธีที่พลังงานถูกถ่ายโอนจากแกนกลางไปยังชั้นนอกของดาว - การแผ่รังสี โฟตอนซึ่งถูกผลิตขึ้นอย่างต่อเนื่องในนิวเคลียส เคลื่อนที่ในโซนนี้ ชนกับนิวเคลียสของพลาสมา เป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่าความเร็วของอนุภาคเหล่านี้เท่ากับความเร็วแสง แต่ถึงกระนั้นก็ตาม โฟตอนต้องใช้เวลาประมาณหนึ่งล้านปีกว่าจะถึงขอบเขตของโซนพาความร้อนและรังสี ความล่าช้านี้เกิดจากการชนกันของโฟตอนกับนิวเคลียสของพลาสมาและการปลดปล่อยอีกครั้ง
ทาโชไคลน์
ดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักก็มีเขตบางเช่นกัน ซึ่งเห็นได้ชัดว่ามีบทบาทสำคัญในการก่อตัวของสนามแม่เหล็กของดาว เรียกว่าทาโชไคลน์ นักวิทยาศาสตร์แนะนำว่าที่นี่เป็นกระบวนการของไดนาโมแม่เหล็ก มันอยู่ในความจริงที่ว่ากระแสพลาสม่ายืดเส้นสนามแม่เหล็กและเพิ่มความแรงของสนามโดยรวม นอกจากนี้ยังมีข้อเสนอแนะว่าการเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วในองค์ประกอบทางเคมีของพลาสม่าเกิดขึ้นในเขตทาโชไคลน์
เขตพาความร้อน
บริเวณนี้แสดงถึงชั้นนอกสุด ขอบเขตล่างของมันตั้งอยู่ที่ความลึก 200,000 กม. และขอบเขตบนไปถึงพื้นผิวของดาวฤกษ์ ตอนต้นของเขตพาความร้อนยังค่อนข้างสูงอยู่ที่ประมาณ 2 ล้านองศา อย่างไรก็ตาม ตัวบ่งชี้นี้ไม่เพียงพอสำหรับกระบวนการไอออไนเซชันของอะตอมของคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนที่จะเกิดขึ้นอีกต่อไป โซนนี้ได้ชื่อมาจากวิธีการที่มีการถ่ายโอนสสารอย่างต่อเนื่องจากชั้นลึกไปยังชั้นนอก - การพาความร้อนหรือการผสม
ในการนำเสนอเกี่ยวกับดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักสามารถบ่งบอกถึงความจริงที่ว่าดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ธรรมดาในดาราจักรของเรา ดังนั้น คำถามจำนวนหนึ่ง - ตัวอย่างเช่น เกี่ยวกับแหล่งที่มาของพลังงาน โครงสร้าง และการก่อตัวของสเปกตรัม - เป็นเรื่องธรรมดาสำหรับดวงอาทิตย์และสำหรับดาวดวงอื่น ผู้ทรงคุณวุฒิของเรามีความโดดเด่นในด้านตำแหน่ง - เป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกของเรามากที่สุด ดังนั้นพื้นผิวของมันจึงต้องได้รับการศึกษาอย่างละเอียด
โฟโตสเฟียร์
เปลือกของดวงอาทิตย์ที่มองเห็นได้เรียกว่าโฟโตสเฟียร์ เธอคือผู้แผ่พลังงานเกือบทั้งหมดที่มายังโลก โฟโตสเฟียร์ประกอบด้วยเม็ดเล็ก ๆ ซึ่งเป็นเมฆก๊าซร้อนที่ยืดยาว ที่นี่คุณสามารถสังเกตจุดเล็กๆ ที่เรียกว่าคบไฟได้ อุณหภูมิของพวกมันอยู่ที่ประมาณ 200 oC สูงกว่ามวลโดยรอบ ดังนั้นความสว่างจึงต่างกัน คบเพลิงสามารถอยู่ได้นานถึงหลายสัปดาห์ ความคงตัวนี้เกิดขึ้นเนื่องจากสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ไม่อนุญาตให้กระแสก๊าซไอออไนซ์ในแนวตั้งเบี่ยงเบนไปในแนวนอน
สปอต
บางครั้งบริเวณที่มืดก็ปรากฏขึ้นบนพื้นผิวของโฟโตสเฟียร์ - นิวเคลียสของจุด บ่อยครั้งที่จุดสามารถเติบโตเป็นเส้นผ่านศูนย์กลางที่เกินเส้นผ่านศูนย์กลางของโลก Sunspots มักจะปรากฏขึ้นเป็นกลุ่ม แล้วขยายใหญ่ขึ้น พวกมันจะค่อยๆ แตกออกเป็นส่วนเล็กๆ จนกว่าจะหายไปทั้งหมด จุดปรากฏขึ้นทั้งสองด้านของเส้นศูนย์สูตรสุริยะ ทุก ๆ 11 ปีจำนวนของพวกเขารวมถึงพื้นที่ที่ถูกครอบครองโดยจุดจะถึงสูงสุด จากการเคลื่อนที่ของจุดต่างๆ ที่สังเกตได้ กาลิเลโอสามารถตรวจจับการหมุนของดวงอาทิตย์ ต่อมา การหมุนนี้ได้รับการปรับปรุงโดยใช้การวิเคราะห์สเปกตรัม
จนถึงตอนนี้ นักวิทยาศาสตร์ก็ยังงงว่าทำไมจุดบอดบนดวงอาทิตย์จึงเพิ่มขึ้นถึง 11 ปีพอดี แม้จะมีช่องว่างในความรู้ แต่ข้อมูลเกี่ยวกับจุดดับบนดวงอาทิตย์และช่วงเวลาของกิจกรรมอื่น ๆ ของดาวฤกษ์ทำให้นักวิทยาศาสตร์มีโอกาสคาดการณ์ที่สำคัญ จากการศึกษาข้อมูลเหล่านี้ เป็นไปได้ที่จะคาดการณ์เกี่ยวกับการโจมตีของพายุแม่เหล็ก การรบกวนในด้านการสื่อสารทางวิทยุ
ความแตกต่างจากหมวดอื่น
ความส่องสว่างของดวงดาวคือปริมาณพลังงานที่ผู้ส่องสว่างเปล่งออกมาในหนึ่งหน่วยของเวลา ค่านี้สามารถคำนวณได้จากปริมาณพลังงานที่ไปถึงพื้นผิวโลกของเรา โดยจะต้องทราบระยะห่างของดาวฤกษ์จากโลก ความส่องสว่างของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักนั้นมากกว่าของดาวมวลต่ำที่เย็นจัด และน้อยกว่าของดาวที่ร้อนซึ่งมีมวลระหว่าง 60 ถึง 100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์
ดาวเย็นอยู่ที่มุมขวาล่างเมื่อเทียบกับดาวส่วนใหญ่ และดาวร้อนแรงอยู่ที่มุมซ้ายบน ในเวลาเดียวกัน ในดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ ซึ่งแตกต่างจากดาวยักษ์แดงและดาวแคระขาว มวลขึ้นอยู่กับดัชนีความส่องสว่าง ดาวแต่ละดวงใช้เวลาส่วนใหญ่ไปกับซีเควนซ์หลัก นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าดาวมวลมากจะมีชีวิตน้อยกว่าดาวที่มีมวลน้อย เมื่อมองแวบแรก มันควรจะตรงกันข้าม เพราะมีไฮโดรเจนให้เผาไหม้มากกว่า และต้องใช้นานกว่านั้น อย่างไรก็ตาม ดวงดาวตัวใหญ่กินน้ำมันเร็วกว่ามาก