Зорі спектрального класу G
Зо́рі спектра́льного кла́су G ймовірно є найвідомішими, оскільки наближча до нас зоря, Сонце, має саме цей спектральний клас. Приблизно 1 з 13 зір Головної Послідовності в околі Сонця належить до спектрального класу G.[Прим 1][1]
Зорі спектрального класу G здебільшого мають жовтий, або біло-жовтий колір, що відповідає ефективним температурам 5200°K — 6000°K.[2] Найпримітнішими в спектрах цих зір є H і K лінії поглинання Ca II, що досягають свого максимуму інтенсивності у підкласі G2. Вони мають слабкіші лінії водню, ніж у зір спектрального класу F. Разом з лініями іонізованих металів, зорі спектрального класу G містять у своїх спектрах також лінії нейтральних металів.
Зорі Головної Послідовності класу G[ред. | ред. код]
.jpg)
Зорі Головної Послідовності спектрального класу GV спалюють у своїх надрах водень й мають клас світності V. Маса цих зір загалом сягає 0.8 — 1.04 мас Сонця. [2] Їх іноді ще називають «жовтими карликами» внаслідок малої маси й відповідного кольору, хоча фізично до карликів вони не відносяться.
Фізичні параметри зір Головної Послідовності класу G[ред. | ред. код]
В таблиці подано усереднені значення параметрів.[3] Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.
| Клас | B-V | V-R | b-y | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | log g | M/MΟ | Vsin(i), км/сек. |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| G0 | 0.59 | 0.50 | 0.36 | 4.4 | -0.05 | 5943 | 1.12 | 4.4 | 1.16 | 6.4 |
| G2 | 0.63 | 0.53 | 0.39 | 4.7 | -0.08 | 5811 | 1.08 | 4.4 | 1.11 | 4.8 |
| G5 | 0.68 | 0.54 | 0.43 | 5.1 | -0.11 | 5657 | 0.95 | 4.5 | 1.05 | 3.4 |
| G8 | 0.74 | 0.58 | 0.48 | 5.6 | -0.16 | 5486 | 0.91 | 4.5 | 0.97 | 2.6 |
- Приклади: Сонце, Альфа Центавра A, 15 Стріли, Тау Кита
Субгіганти спектрального класу G[ред. | ред. код]
- Приклади:
Гіганти спектрального класу G[ред. | ред. код]
Фізичні параметри зір гігантів класу G[ред. | ред. код]
В таблиці подано усереднені значення параметрів.[3] Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.
| Клас | B-V | V-R | b-y | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | log g | M/MΟ | Vsin(i), км/сек. |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| G0 | 0.64 | - | - | 0.6 | -0.09 | 5943 | 9 | 3.2 | - | 75.0 |
| G2 | 0.76 | - | - | 0.5 | -0.17 | 5811 | 10 | 3.1 | - | 25.0 |
| G5 | 0.90 | 0.69 | - | 0.4 | -0.29 | 5657 | 11 | 2.8 | - | 5.8 |
| G8 | 0.96 | 0.70 | 0.56 | 0.3 | -0.33 | 5486 | 12 | 2.7 | - | 4.0 |
- Приклади: Капелла, Омікрон Дракона, HD 175306
Надгіганти[ред. | ред. код]
Надгіганти в процесі зоряної еволюції досить часто змінюють свій спектральний клас від O чи B (блакитні надгіганти) до K чи M (червоні надгіганти) кілька раз, то в один, то в інший бік, внаслідок загорання в їх надрах гелію, вуглецю й т.д. Відповідно, в процесі еволюції вони неодноразово проходять стадію, коли їхня ефективна температура відповідає спектральному класу G. Проте ця стадія є досить короткою в часі, оскільки зоря тоді перебуває в стані нестабільності за даних фізичних умов. Відповідно, кількість надгігантів спектральному класу G не є великою.
Фізичні параметри зір надгігантів класу G[ред. | ред. код]
В таблиці подано усереднені значення параметрів.[3] Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.
| Клас | B-V | V-R | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | log g | M/MΟ | Vsin(i), км/сек. |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| G0 | 0.76 | 0.51 | -4.6 | -0.18 | 5450 | 100 | 2.8 | - | ~8 |
| G2 | 0.87 | 0.58 | -4.6 | -0.26 | 5080 | - | 2.5 | - | - |
| G5 | 1.00 | 0.67 | -4.5 | -0.35 | 4850 | - | 2.1 | - | ~6 |
| G8 | 1.13 | 0.69 | -4.5 | -0.41 | 4700 | - | 1.6 | - | - |
- Приклади:
Див. також[ред. | ред. код]
- Жовтий карлик
- Зорі спектрального класу O
- Зорі спектрального класу B
- Зорі спектрального класу A
- Зорі спектрального класу F
- Зорі спектрального класу K
- Зорі спектрального класу M
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ Ця пропорція отримана для зір з абсолютною зоряною величиною 16m і вище.
Джерела[ред. | ред. код]
- ↑ LeDrew, G.; The Real Starry Sky [Архівовано 14 грудня 2015 у Wayback Machine.], Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33.
- ↑ а б Empirical bolometric corrections for the main-sequence [Архівовано 17 липня 2019 у Wayback Machine.], G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heintze, Astronomy and Astrophysics Supplement 46 (November 1981), pp. 193–237.
- ↑ а б в David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Phorospheres", Cambridge University Press 2005