Yjet janë topa të mëdhenj të plazmës shkëlqyese. Ka një numër të madh të tyre brenda galaktikës sonë. Yjet kanë luajtur një rol të rëndësishëm në zhvillimin e shkencës. Ata u vunë re gjithashtu në mitet e shumë popujve, shërbyen si mjete lundrimi. Kur u shpikën teleskopët, si dhe ligjet e lëvizjes së trupave qiellorë dhe gravitetit, shkencëtarët kuptuan se të gjithë yjet janë të ngjashëm me Diellin.
Përkufizim
Yjet e sekuencës kryesore përfshijnë të gjithë ata në të cilët hidrogjeni shndërrohet në helium. Meqenëse ky proces është karakteristik për shumicën e yjeve, shumica e ndriçuesve të vëzhguar nga njeriu bien në këtë kategori. Për shembull, Dielli gjithashtu i përket këtij grupi. Alpha Orionis, ose, për shembull, sateliti i Sirius, nuk i përkasin yjeve të renditjes kryesore.
Grupet e yjeve
Për herë të parë, shkencëtarët E. Hertzsprung dhe G. Russell morën çështjen e krahasimit të yjeve me llojet e tyre spektrale. Ata krijuan një tabelë që shfaqte spektrin dhe shkëlqimin e yjeve. Më pas, ky diagram u emërua pas tyre. Shumica e ndriçuesve të vendosur në të quhen trupat qiellorë të kryesoritsekuencat. Kjo kategori përfshin yje që variojnë nga supergjigantët blu deri te xhuxhët e bardhë. Shkëlqimi i Diellit në këtë diagram merret si unitet. Sekuenca përfshin yje me masa të ndryshme. Shkencëtarët kanë identifikuar kategoritë e mëposhtme të ndriçuesve:
- Supergjigantë - Shkëlqim i klasit I.
- Gjigantë - klasa II.
- Yjet e sekuencës kryesore - klasa V.
- Subdwarfs - klasa VI.
- Xhuxhët e bardhë – klasa VII.
Proceset brenda ndriçuesve
Nga pikëpamja e strukturës, Dielli mund të ndahet në katër zona të kushtëzuara, brenda të cilave ndodhin procese të ndryshme fizike. Energjia e rrezatimit të yllit, si dhe energjia e brendshme termike, lindin thellë brenda ndriçuesit, duke u transferuar në shtresat e jashtme. Struktura e yjeve të sekuencës kryesore është e ngjashme me strukturën e ndriçuesit të sistemit diellor. Pjesa qendrore e çdo ndriçuesi që i përket kësaj kategorie në diagramin Hertzsprung-Russell është thelbi. Aty po zhvillohen vazhdimisht reaksione bërthamore, gjatë të cilave heliumi shndërrohet në hidrogjen. Në mënyrë që bërthamat e hidrogjenit të përplasen me njëra-tjetrën, energjia e tyre duhet të jetë më e madhe se energjia e zmbrapsjes. Prandaj, reagime të tilla zhvillohen vetëm në temperatura shumë të larta. Brenda Diellit, temperatura arrin 15 milionë gradë Celsius. Ndërsa largohet nga bërthama e yllit, zvogëlohet. Në kufirin e jashtëm të bërthamës, temperatura tashmë është gjysma e vlerës në pjesën qendrore. Dendësia e plazmës gjithashtu zvogëlohet.
Reaksionet bërthamore
Por jo vetëm në strukturën e brendshme të sekuencës kryesore yjet janë të ngjashëm me Diellin. Ndriçuesit e kësaj kategorie dallohen edhe nga fakti se reaksionet bërthamore brenda tyre ndodhin përmes një procesi me tre faza. Përndryshe, quhet cikli proton-proton. Në fazën e parë, dy protone përplasen me njëri-tjetrin. Si rezultat i kësaj përplasjeje shfaqen grimca të reja: deuteriumi, pozitroni dhe neutrinoja. Më pas, protoni përplaset me një grimcë neutrino dhe formohet një bërthamë e izotopit të helium-3, si dhe një kuant me rreze gama. Në fazën e tretë të procesit, dy bërthama helium-3 shkrihen së bashku dhe formohet hidrogjeni i zakonshëm.
Gjatë këtyre përplasjeve, grimcat elementare të neutrinos prodhohen vazhdimisht gjatë reaksioneve bërthamore. Ata kapërcejnë shtresat e poshtme të yllit dhe fluturojnë në hapësirën ndërplanetare. Neutrinot janë gjithashtu të regjistruara në tokë. Sasia që regjistrohet nga shkencëtarët me ndihmën e instrumenteve është në mënyrë të pakrahasueshme më e vogël se sa duhet të jetë sipas supozimit të shkencëtarëve. Ky problem është një nga misteret më të mëdha në fizikën diellore.
Zonë rrezatuese
Shtesa tjetër në strukturën e Diellit dhe yjeve të sekuencës kryesore është zona rrezatuese. Kufijtë e saj shtrihen nga thelbi në një shtresë të hollë të vendosur në kufirin e zonës konvektive - tachocline. Zona rrezatuese mori emrin e saj nga mënyra në të cilën energjia transferohet nga bërthama në shtresat e jashtme të yllit - rrezatimi. fotone,të cilat prodhohen vazhdimisht në bërthamë, lëvizin në këtë zonë, duke u përplasur me bërthamat e plazmës. Dihet se shpejtësia e këtyre grimcave është e barabartë me shpejtësinë e dritës. Por pavarësisht kësaj, fotoneve u duhen rreth një milion vjet për të arritur kufirin e zonave konvektive dhe rrezatuese. Kjo vonesë është për shkak të përplasjes së vazhdueshme të fotoneve me bërthamat e plazmës dhe riemetimit të tyre.
Takoklina
Dielli dhe yjet e sekuencës kryesore kanë gjithashtu një zonë të hollë, me sa duket duke luajtur një rol të rëndësishëm në formimin e fushës magnetike të yjeve. Quhet tachocline. Shkencëtarët sugjerojnë se këtu ndodhin proceset e dinamos magnetike. Ai qëndron në faktin se rrjedhat e plazmës shtrijnë linjat e fushës magnetike dhe rrisin forcën e përgjithshme të fushës. Ekzistojnë gjithashtu sugjerime se një ndryshim i mprehtë në përbërjen kimike të plazmës ndodh në zonën e takoklinës.
Zonë konvektive
Kjo zonë përfaqëson shtresën më të jashtme. Kufiri i tij i poshtëm ndodhet në një thellësi prej 200 mijë km, dhe i sipërmi arrin në sipërfaqen e yllit. Në fillim të zonës konvektive, temperatura është ende mjaft e lartë, ajo arrin rreth 2 milion gradë. Megjithatë, ky tregues nuk është më i mjaftueshëm që të ndodhë procesi i jonizimit të atomeve të karbonit, azotit dhe oksigjenit. Kjo zonë mori emrin e saj për shkak të mënyrës në të cilën ka një transferim të vazhdueshëm të materies nga shtresat e thella në ato të jashtme - konvekcioni, ose përzierja.
Në një prezantim rrethYjet e sekuencës kryesore mund të tregojnë faktin se Dielli është një yll i zakonshëm në galaktikën tonë. Prandaj, një numër pyetjesh - për shembull, në lidhje me burimet e energjisë, strukturën dhe gjithashtu formimin e spektrit të tij - janë të zakonshme si për Diellin ashtu edhe për yjet e tjerë. Ndriçimi ynë është unik për sa i përket vendndodhjes së tij - është ylli më i afërt me planetin tonë. Prandaj, sipërfaqja e saj i nënshtrohet një studimi të hollësishëm.
Fotosferë
Gaska e dukshme e Diellit quhet fotosferë. Është ajo që rrezaton pothuajse të gjithë energjinë që vjen në Tokë. Fotosfera përbëhet nga granula, të cilat janë re të zgjatura të gazit të nxehtë. Këtu mund të vëzhgoni edhe pika të vogla, të cilat quhen pishtarë. Temperatura e tyre është afërsisht 200 oC më e lartë se masa përreth, kështu që ato ndryshojnë në shkëlqim. Pishtarët mund të ekzistojnë deri në disa javë. Ky stabilitet lind për faktin se fusha magnetike e yllit nuk lejon që rrymat vertikale të gazeve të jonizuar të devijojnë në drejtim horizontal.
Njolla
Gjithashtu, zona të errëta shfaqen ndonjëherë në sipërfaqen e fotosferës - bërthamat e njollave. Shpesh njollat mund të rriten në një diametër që tejkalon diametrin e Tokës. Njollat e diellit priren të shfaqen në grupe, pastaj rriten. Gradualisht, ato ndahen në zona më të vogla derisa të zhduken fare. Njollat shfaqen në të dy anët e ekuatorit diellor. Çdo 11 vjet, numri i tyre, si dhe sipërfaqja e zënë me pika, arrin maksimumin. Sipas lëvizjes së vëzhguar të njollave, Galileo ishte në gjendjezbulojnë rrotullimin e diellit. Më vonë, ky rrotullim u rafinua duke përdorur analizën spektrale.
Deri tani, shkencëtarët janë në mëdyshje se pse periudha e rritjes së njollave diellore është saktësisht 11 vjet. Pavarësisht boshllëqeve në njohuri, informacioni për njollat e diellit dhe periodiciteti i aspekteve të tjera të aktivitetit të yllit u jep shkencëtarëve mundësinë për të bërë parashikime të rëndësishme. Duke studiuar këto të dhëna, është e mundur të bëhen parashikime për fillimin e stuhive magnetike, shqetësime në fushën e komunikimeve radio.
Ndryshimet nga kategoritë e tjera
Shkëlqimi i një ylli është sasia e energjisë që emetohet nga drita në një njësi të kohës. Kjo vlerë mund të llogaritet nga sasia e energjisë që arrin në sipërfaqen e planetit tonë, me kusht që të dihet distanca e yllit nga Toka. Shkëlqimi i yjeve të sekuencës kryesore është më i madh se ai i yjeve të ftohtë me masë të ulët dhe më i vogël se ai i yjeve të nxehtë, të cilët janë midis 60 dhe 100 masa diellore.
Yjet e ftohtë janë në këndin e poshtëm djathtas në krahasim me shumicën e yjeve, dhe yjet e nxehtë janë në këndin e sipërm të majtë. Në të njëjtën kohë, në shumicën e yjeve, ndryshe nga gjigantët e kuq dhe xhuxhët e bardhë, masa varet nga indeksi i shkëlqimit. Çdo yll shpenzon pjesën më të madhe të jetës së tij në sekuencën kryesore. Shkencëtarët besojnë se yjet më masivë jetojnë shumë më pak se ata që kanë një masë të vogël. Në pamje të parë duhet të jetë e kundërta, sepse kanë më shumë hidrogjen për të djegur dhe duhet ta përdorin më gjatë. Megjithatë, yjetmasivet konsumojnë karburantin e tyre shumë më shpejt.
