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 5200–6000 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.
.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:
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 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:
- 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
- ↑ 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 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
