Зорі спектрального класу G

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Найближча до нас зоря, Сонце, має спектральний клас G. Знизу ліворуч, видима темна область є сонячною плямою.
Власні рухи зір спектрального класу G навколо апексу (ліворуч) та антиапексу (праворуч) за -/+ 200 000 років.
3-вимірне зображення (для червоно-зелених чи червоно-синіх окулярів) власного руху зір 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] Найбільш примітними 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]

Докладніше: Жовтий карлик
Зображення жовтого карлика HD 70642 у програмі Celestia.


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]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Ця пропорція отримана для зір з абсолютною зоряною величиною 16m і вище.

Джерела[ред.ред. код]

  1. LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33.
  2. а б Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heintze, Astronomy and Astrophysics Supplement 46 (November 1981), pp. 193–237.
  3. а б в David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Phorospheres", Cambridge University Press 2005