Зоря спектрального класу G
Зоря спектрального класу G має температуру поверхні від 5000 до 6000 K і жовтий або жовто-білий колір. У спектрах таких зір добре помітні лінії металів, насамперед іонізованого кальцію. Лінії водню також видно, але вони не сильно вирізняються на тлі інших ліній. З фізичної точки зору клас G є досить неоднорідним й охоплює різні зорі населення I та населення II. До класу G належить Сонце.
До спектрального класу G належать зорі з температурами 5000—6000 K. Колір зір цього класу — жовтий, показники кольору B−V становлять близько 0,6m[1][2].
Найчіткіше у спектрах таких зір видно лінії металів, зокрема заліза, титану та особливо фраунгоферові лінії H і K іона Ca II[ком. 1]. Спостерігаються лінії молекули CH, а в спектрах зір-гігантів можуть бути помітні лінії ціану[3]. Лінії водню слабкі й не вирізняються серед ліній металів[4][5]. Лінії металів посилюються до пізніших[ком. 2] спектральних підкласів[6].
Лінії H і K іона Ca II досягають максимальної інтенсивності в підкласі G0[5], однак їх важко використовувати для визначення підкласу, оскільки їхня інтенсивність у класі G слабко залежить від температури. Лінії водню помітно слабшають до пізніших підкласів, тоді як лінії різних нейтральних металів посилюються. Тому для визначення підкласу використовують лінії Ca I, Fe I або Mg I самі по собі, або відношення їхніх інтенсивностей до інтенсивності ліній водню: наприклад, Fe I λ4046[ком. 3] до бальмерівської лінії Hδ. Для визначення температури й підкласу хімічно пекулярних зір можна порівнювати інтенсивності ліній Cr I з лініями Fe I, оскільки вміст хрому зазвичай пов'язаний із вмістом заліза навіть у зір з аномальним хімічним складом[7].
Абсолютні зоряні величини зір головної послідовності класу G5 становлять 5,2m, у гігантів того самого класу — 0,4m, у надгігантів — яскравіші за −3,9m[8].
Зорі класу G різних класів світності розрізняють спектроскопічними методами: зі зростанням світності у зір класу G посилюються лінії Sr II та лінії ціану. Найефективніше класи світності розрізняють за лініями Y II не лише тому, що вони значно посилюються зі зростанням світності, а й тому, що на співвідношення інтенсивностей Y II до Fe I майже не впливають аномалії хімічного складу зір. Також у спектрах яскравих зір для ліній H і K іона Ca II спостерігається ефект Вілсона — Баппу, за якого в центрі лінії поглинання виникає слабка емісія[9].
Гіганти класу G іноді є хімічно пекулярними: унаслідок конвекції на поверхню може виноситися речовина, яку зоря раніше синтезувала у надрах. Це може бути вуглець або елементи, що утворюються в s-процесі. Трапляються зорі з аномально сильними або, навпаки, слабкими лініями ціану; в останньому випадку особливо слабкими можуть бути лінії молекули CH, що пояснюється тим, що з вуглецю передусім утворюються молекули CN, а не CH. Існує підклас барієвих зір: у них особливо сильні лінії Ba II й часто посилені лінії Sr II та CN, а також, меншою мірою, Y II й CH. Такий набір елементів може свідчити, що вони потрапляють на поверхню внаслідок зачерпування під час стадії асимптотичної гілки гігантів. Водночас трапляються й барієві зорі головної послідовності, для яких такий сценарій неможливий, — у них аномалії хімічного складу можуть пояснюватися обміном речовиною в подвійній системі. Нарешті, зорі класу G можуть належати до екстремального населення II і містити дуже малу кількість важких елементів, через що в спектрі спостерігається дуже мало ліній[10].
У будь-якому разі для опису хімічної пекулярності використовують індекси, що вказують, для яких елементів спостерігаються аномалії, а також числа, які характеризують їхню величину. Наприклад, індекс Ba 2+ означає сильні лінії барію, а індекси CH-2 і CH-3 — слабкі лінії CH, причому в другому випадку — слабші, ніж у першому[10].
Спектральний клас G є досить неоднорідним з погляду фізичних параметрів зір. Наприклад, жовті карлики — зорі головної послідовності спектрального класу G — мають маси 0,8—1,1 M☉, світності приблизно від 0,4 до 1,5 L☉ і живуть близько 10 мільярдів років або довше[11][12]. Такі зорі можуть належати як до населення I, так і до старішого й біднішого на метали населення II, а можливо, і до гіпотетичного населення III, яке мало складатися з перших зір Всесвіту[13]. Жовті карлики — одна з основних цілей пошуку позаземних цивілізацій у програмах SETI[14].
Гіганти й надгіганти класу G представлені різними типами зір. Наприклад, зорі червоної частини горизонтальної гілки — це гіганти класу G, що належать до населення II, тоді як зорі червоного згущення належать до населення I[15][16]. Надгігантами можуть бути як масивні еволюційно розвинені зорі, так і маломасивні зорі, що зійшли з асимптотичної гілки гігантів. Гіганти й надгіганти класу G можуть виявляти змінність як цефеїди або як зорі типу RV Тельця[17].
Зорі класу G становлять 7,3 % від загальної кількості зір Чумацького Шляху[18]. В околиці Сонця приблизно 1 з 13 зір головної послідовності належить до спектрального класу G[19][20]. Однак їхня частка серед спостережуваних яскравих зір більша: наприклад, у каталозі Генрі Дрейпера, що містить зорі з видимою зоряною величиною до 8,5m, близько 14 % зір належать до класу G[21][22].
| Спектральний клас | Абсолютна зоряна величина, m | Температура, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | III | I | V | III | I | |
| G0 | 4,4 | 0,6 | −4,1…−8,0 | 5900 | 5800 | 5590 |
| G1 | 4,5 | 0,5 | −4,1…−8,0 | 5800 | 5700 | 5490 |
| G2 | 4,7 | 0,4 | −4,0…−8,0 | 5750 | 5500 | 5250 |
| G3 | 4,9 | 0,4 | −4,0…−8,0 | |||
| G4 | 5,0 | 0,4 | −3,9…−8,0 | |||
| G5 | 5,2 | 0,4 | −3,9…−8,0 | 5580 | 5200 | 5000 |
| G6 | 5,3 | 0,4 | −3,8…−8,0 | |||
| G7 | 5,5 | 0,3 | −3,8…−8,0 | |||
| G8 | 5,6 | 0,8…−0,4 | −3,7…−8,0 | 5430 | 4950 | 4700 |
| G9 | 5,7 | 0,8…−0,4 | −3,7…−8,0 | 5350 | ||
Усереднені значення параметрів зір головної послідовності класу G[23]:
| Клас | B-V | V-R | b-y | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | log g | M/MΟ | Vsin(i), км/с |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 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 |
Усереднені значення параметрів гігантів класу G[23]:
| Клас | B-V | V-R | b-y | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | log g | M/MΟ | Vsin(i), км/с |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 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 |
Усереднені значення параметрів надгігантів класу G[23]:
| Клас | B-V | V-R | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | log g | M/MΟ | Vsin(i), км/с |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 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 | — | — |
Сонце — центральна зоря Сонячної системи, найближча до Землі й найяскравіша для земних спостерігачів — жовтий карлик класу G2V[24]. Наступна за відстанню зоря класу G — Альфа Центавра A, розташована на відстані 1,34 парсека (4,37 світлового року). Вона ж є і найяскравішою зорею цього класу на нічному небі: її видима зоряна величина становить 0,00m[21][25].
Крім того, до карликів класу G належить, наприклад Каппа¹ Кита[en] (G5V)[26], 15 Стріли, Тау Кита. До гігантів належить Каппа Близнят[en] (G8III-IIIb)[27], а до надгігантів — Мебсута (G8Ib)[28], Капелла, Омікрон Дракона.
| Спектральний клас | Клас світності | ||
|---|---|---|---|
| V | III | I | |
| G0 | Бета Гончих Псів | 81 Риб | Бета Водолія[en] |
| G2 | Сонце | Альфа Водолія[en] | |
| G3 | 16 Лебедя B[en] | HR 4742 | |
| G4 | 70 Діви | ||
| G5 | Каппа¹ Кита[en] | 9 Пегаса[en] | |
| G8 | 61 Великої Ведмедиці[en] | Віндеміатрікс[en] | Мебсута |
| G9 | Дельта Фенікса[en] | ||
- ↑ Римська цифра після позначення елемента означає його ступінь іонізації: I — нейтральний атом, II — одноразово іонізований елемент, III — дворазово іонізований тощо.
- ↑ Більш ранні та більш пізні підкласи містять зорі відповідно вищої та нижчої температури. Чим більше число, що позначає підклас, тим він пізніший.
- ↑ У такому записі після λ наведено довжину хвилі досліджуваної лінії в ангстремах.
- ↑ Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 14 липня 2021.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 567—569.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 259—264.
- ↑ Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021.
- ↑ а б Karttunen et al., 2007, p. 210.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 259.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 259—262.
- ↑ а б Gray, Corbally, 2009, pp. 565—568.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 262—265.
- ↑ а б Gray, Corbally, 2009, pp. 278—283.
- ↑ Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино : Век 2, 2015. — С. 151. — ISBN 978-5-85099-193-7.
- ↑ Батурин В. А., Миронова И. В. Звезды: их строение, жизнь и смерть/ Главная последовательность. Астронет. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 16 липня 2021.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 281—283.
- ↑ Darling D. G star. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 12 лютого 2021. Процитовано 16 липня 2021.
- ↑ M. Salaris, S. Cassisi. {{{Заголовок}}}. — ISBN 978-0-470-09219-X.
- ↑ Ayres Thomas R., Simon Theodore, Stern Robert A., Drake Stephen A., Wood Brian E. The Coronae of Moderate‐Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump : [англ.] // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1998. — Vol. 496, no. 1 (20 березня). — С. 428–448. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/305347.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 283—289.
- ↑ Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 9 червня 2021. Процитовано 13 липня 2021.
- ↑ Ця пропорція отримана для зір з абсолютною зоряною величиною 16m і вище.
- ↑ 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 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. Cambridge University Press. с. 45—51, 78. Архів оригіналу за 29 грудня 2010. Процитовано 16 липня 2021.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
- ↑ а б в David F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005
- ↑ Darling D. Sun. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 22 квітня 2021. Процитовано 16 липня 2021.
- ↑ Darling D. Alpha Centauri. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 28 січня 2021. Процитовано 16 липня 2021.
- ↑ Kappa1 Ceti. SIMBAD. Архів оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 14 липня 2021.
- ↑ Kappa Geminorum. SIMBAD. Архів оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 14 липня 2021.
- ↑ Epsilon Geminorum. SIMBAD. Архів оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 14 липня 2021.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 556—562.
- Gray R. O., Corbally C. J. Stellar spectral classification. — Princeton, Woodstock : Princeton University Press, 2009. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7.
- Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin, Heidelberg, New York : Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
