Ulduzlar parlaq plazmadan ibarət nəhəng toplardır. Qalaktikamızda onların çoxu var. Ulduzlar elmin inkişafında mühüm rol oynayıb. Onlar bir çox xalqların miflərində də qeyd olunurdu, naviqasiya vasitəsi kimi xidmət edirdi. Teleskoplar, eləcə də səma cisimlərinin hərəkət qanunları və cazibə qüvvəsi icad edilən zaman alimlər başa düşdülər ki, bütün ulduzlar Günəşə bənzəyir.
Tərif
Əsas ardıcıllıq ulduzlarına hidrogenin heliuma çevrildiyi bütün ulduzlar daxildir. Bu proses əksər ulduzlar üçün xarakterik olduğundan, insanların müşahidə etdiyi işıqlandırıcıların əksəriyyəti bu kateqoriyaya aiddir. Məsələn, Günəş də bu qrupa aiddir. Alpha Orionis və ya məsələn, Sirius peyki əsas ardıcıllıq ulduzlarına aid deyil.
Ulduz qrupları
Ulduzları onların spektral növləri ilə müqayisə etmək məsələsi ilə ilk dəfə alimlər E. Hertzsprung və G. Rassell məşğul olmuşlar. Onlar ulduzların spektrini və parlaqlığını göstərən bir cədvəl yaratdılar. Sonradan bu diaqrama onların adı verildi. Onun üzərində yerləşən işıqforların əksəriyyətinə əsas göy cisimləri deyilirardıcıllıqlar. Bu kateqoriyaya mavi super nəhənglərdən tutmuş ağ cırtdanlara qədər ulduzlar daxildir. Bu diaqramda Günəşin parlaqlığı birlik kimi qəbul edilir. Ardıcıllığa müxtəlif kütləli ulduzlar daxildir. Alimlər işıqlandırıcıların aşağıdakı kateqoriyalarını müəyyən ediblər:
- Supergiants - I sinif parlaqlıq.
- Nəhənglər - II sinif.
- Əsas ardıcıllığın ulduzları - V sinif.
- Subdwarfs - VI sinif.
- Ağ cırtdanlar – VII sinif.
İşıqlandırıcıların daxilindəki proseslər
Quruluş baxımından Günəşi dörd şərti zonaya bölmək olar, onların daxilində müxtəlif fiziki proseslər baş verir. Ulduzun radiasiya enerjisi, eləcə də daxili istilik enerjisi işığın dərinliklərində yaranır və xarici təbəqələrə ötürülür. Əsas ardıcıllıq ulduzlarının quruluşu Günəş sisteminin işıqlandırıcı quruluşuna bənzəyir. Hertzsprung-Russell diaqramında bu kateqoriyaya aid olan hər hansı bir lampanın mərkəzi hissəsi nüvədir. Orada daim nüvə reaksiyaları baş verir və bu zaman helium hidrogenə çevrilir. Hidrogen nüvələrinin bir-biri ilə toqquşması üçün onların enerjisi itələmə enerjisindən çox olmalıdır. Buna görə də belə reaksiyalar yalnız çox yüksək temperaturda gedir. Günəşin daxilində temperatur 15 milyon dərəcə Selsiyə çatır. Ulduzun nüvəsindən uzaqlaşdıqca azalır. Nüvənin xarici sərhəddində temperatur artıq mərkəzi hissədəki dəyərin yarısıdır. Plazmanın sıxlığı da azalır.
Nüvə reaksiyaları
Amma əsas ardıcıllığın daxili strukturunda deyil, ulduzlar Günəşə bənzəyir. Bu kateqoriyadan olan korifeylər həm də onların daxilində nüvə reaksiyalarının üç mərhələli proses vasitəsilə baş verməsi ilə seçilir. Əks halda buna proton-proton dövrü deyilir. Birinci mərhələdə iki proton bir-biri ilə toqquşur. Bu toqquşma nəticəsində yeni hissəciklər meydana çıxır: deyterium, pozitron və neytrino. Sonra proton neytrino hissəciyi ilə toqquşur və helium-3 izotopunun nüvəsi, həmçinin qamma-şüa kvantı əmələ gəlir. Prosesin üçüncü mərhələsində iki helium-3 nüvəsi birləşir və adi hidrogen əmələ gəlir.
Bu toqquşmalar zamanı nüvə reaksiyaları zamanı davamlı olaraq neytrino elementar hissəciklər əmələ gəlir. Onlar ulduzun alt qatlarını aşır və planetlərarası kosmosa uçurlar. Neytrinolar da yerdə qeydə alınıb. Alimlərin alətlərin köməyi ilə qeyd etdiyi miqdar alimlərin güman etdiyinə görə olması lazım olandan müqayisə olunmayacaq dərəcədə azdır. Bu problem günəş fizikasının ən böyük sirlərindən biridir.
Radiant zona
Günəşin və əsas ardıcıllıq ulduzlarının strukturunda növbəti təbəqə şüalanma zonasıdır. Onun sərhədləri nüvədən konvektiv zonanın sərhədində yerləşən nazik təbəqəyə - taxokline qədər uzanır. Parlaq zona öz adını enerjinin nüvədən ulduzun xarici təbəqələrinə - radiasiyaya ötürülməsi üsulundan almışdır. fotonlar,nüvədə daim istehsal olunanlar, plazma nüvələri ilə toqquşaraq bu zonada hərəkət edirlər. Məlumdur ki, bu hissəciklərin sürəti işığın sürətinə bərabərdir. Lakin buna baxmayaraq, konvektiv və radiasiya zonalarının sərhədinə çatmaq üçün fotonlara təxminən bir milyon il lazımdır. Bu gecikmə fotonların plazma nüvələri ilə daimi toqquşması və onların təkrar emissiyası ilə bağlıdır.
Tachocline
Günəş və əsas ardıcıllıq ulduzları da nazik zonaya malikdir, görünür, ulduzların maqnit sahəsinin formalaşmasında mühüm rol oynayır. Buna taxoklin deyilir. Alimlər maqnit dinamosunun proseslərinin məhz burada baş verdiyini irəli sürürlər. Bu, plazma axınlarının maqnit sahəsinin xətlərini uzatması və ümumi sahə gücünü artırması ilə bağlıdır. Plazmanın kimyəvi tərkibində kəskin dəyişikliyin taxoklin zonasında baş verdiyinə dair təkliflər də var.
Konvektiv zona
Bu sahə ən kənar təbəqəni təmsil edir. Onun aşağı sərhədi 200 min km dərinlikdə, yuxarı sərhədi isə ulduzun səthinə çatır. Konvektiv zonanın başlanğıcında temperatur hələ də kifayət qədər yüksəkdir, təxminən 2 milyon dərəcəyə çatır. Lakin karbon, azot və oksigen atomlarının ionlaşması prosesinin baş verməsi üçün bu göstərici artıq kifayət deyil. Bu zona öz adını maddənin dərin təbəqələrdən xaricə - konveksiyaya və ya qarışmaya daimi ötürülməsi yolu ilə almışdır.
Haqqında təqdimatdaUlduzların əsas ardıcıllığı Günəşin qalaktikamızda adi bir ulduz olduğunu göstərə bilər. Buna görə də bir sıra suallar - məsələn, onun enerji mənbələri, quruluşu, həmçinin spektrinin formalaşması ilə bağlı - həm Günəş, həm də digər ulduzlar üçün ümumidir. Bizim lampa öz yerləşməsi baxımından unikaldır - o, planetimizə ən yaxın ulduzdur. Buna görə də onun səthi ətraflı tədqiq edilir.
Fotosfer
Günəşin görünən qabığına fotosfer deyilir. Yerə gələn demək olar ki, bütün enerjini yayan odur. Fotosfer isti qazın uzunsov buludları olan qranullardan ibarətdir. Burada məşəl adlanan kiçik ləkələri də müşahidə edə bilərsiniz. Onların temperaturu ətrafdakı kütlədən təxminən 200 oC yüksəkdir, ona görə də parlaqlıq baxımından fərqlənirlər. Məşəllər bir neçə həftəyə qədər mövcud ola bilər. Bu sabitlik ulduzun maqnit sahəsinin ionlaşmış qazların şaquli axınlarının üfüqi istiqamətdə kənara çıxmasına imkan verməməsi səbəbindən yaranır.
Spotlar
Həmçinin, bəzən fotosferin səthində - ləkələrin nüvələrində qaranlıq sahələr görünür. Çox vaxt ləkələr Yerin diametrini aşan bir diametrə qədər böyüyə bilər. Günəş ləkələri qruplar şəklində görünür, sonra daha da böyüyür. Tədricən, tamamilə yox olana qədər daha kiçik sahələrə parçalanırlar. Günəş ekvatorunun hər iki tərəfində ləkələr görünür. Hər 11 ildən bir onların sayı, eləcə də ləkələrin tutduğu ərazi maksimuma çatır. Ləkələrin müşahidə edilən hərəkətinə görə, Qaliley bacarıbgünəşin fırlanmasını aşkar edin. Daha sonra bu fırlanma spektral analizdən istifadə edilərək dəqiqləşdirildi.
İndiyədək elm adamları günəş ləkələrinin artma dövrünün niyə düz 11 il olduğu üzərində baş sındırırlar. Elmdəki boşluqlara baxmayaraq, günəş ləkələri və ulduzun fəaliyyətinin digər aspektlərinin dövriliyi haqqında məlumatlar alimlərə mühüm proqnozlar vermək imkanı verir. Bu məlumatları öyrənməklə maqnit qasırğalarının başlaması, radiorabitə sahəsində pozuntular barədə proqnozlar vermək olar.
Digər kateqoriyalardan fərqlər
Ulduzun parlaqlığı, işığın bir zaman vahidində buraxdığı enerjinin miqdarıdır. Bu dəyəri ulduzun Yerdən uzaqlığı bilinmək şərti ilə planetimizin səthinə çatan enerji miqdarından hesablamaq olar. Əsas ardıcıllıq ulduzlarının parlaqlığı soyuq, az kütləli ulduzlardan daha böyük və 60 ilə 100 günəş kütləsi arasında olan isti ulduzlardan daha azdır.
Soyuq ulduzlar əksər ulduzlara nisbətən sağ alt küncdə, isti ulduzlar isə yuxarı sol küncdə yerləşir. Eyni zamanda, əksər ulduzlarda, qırmızı nəhənglərdən və ağ cırtdanlardan fərqli olaraq, kütlə parlaqlıq indeksindən asılıdır. Hər bir ulduz həyatının çox hissəsini əsas ardıcıllıqla keçirir. Alimlər hesab edirlər ki, daha çox kütləli ulduzlar kiçik kütləyə malik olanlardan daha az yaşayır. İlk baxışdan bunun əksi olmalıdır, çünki onların yanması üçün daha çox hidrogen var və ondan daha uzun müddət istifadə etməlidirlər. Bununla belə, ulduzlarkütləvi olanlar yanacaqlarını daha tez sərf edirlər.
