Звезды спектрального класса G

Ближайшая к нам заря, Солнце, имеет спектральный класс G. Снизу слева, видимая темная область является солнечной пятном.
Собственные движения звезд спектрального класса G вокруг апексу (слева) и антиапексу (справа) за - / + 200 000 лет.
3-измерительное изображения (для красно-зеленых или красно-синих очков) собственного движения звезд спектрального класса G.

Звезды спектрального класса G вероятно наиболее известные, так ближайшем к нам заря, Солнце, имеет именно этот спектральный класс. Примерно 1 из 13 звезд Главной последовательности в окрестности Солнца относится к спектрального класса G. [Прим 1] [1]

Звезды спектрального класса G основном имеют желтый или бело-желтый цвет, соответствующий эффективным температурам 5200 ? K - 6000 ? K. [2] Наиболее примечательными в спектрах этих звезд есть H и K линии поглощения CA II, достигающие своего максимума интенсивности в подклассе G2. Они слабее линии водорода, чем в зрение спектрального класса F. Вместе с линиями ионизированных металлов, звезды спектрального класса G содержат в своих спектрах также линии нейтральных металлов.


1. Звезды Главной последовательности класса G

Изображение желтого карлика HD 70642 в программе Celestia.


Звезды Главной Последовательности спектрального класса GV сжигают в своих недрах водород и имеют класс светимости V. Масса этих звезд целом достигает 0.8 - 1.04 масс Солнца. [2] Их иногда еще называют "желтыми карликами" вследствие малой массы и соответствующего цвета, хотя физически карликам они не относятся.


1.1. Физические параметры звезд Главной Последовательности класса G

В таблице представлены усредненные значения параметров. [3] В общем, соответствующие параметры отдельно выбранной звезды данного спектрального класса могут отличаться от приведенных ниже.

Класс BV VR by M V BC T eff, ? K R / R Ο log g M / M Ο 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


Примеры: Солнце, Альфа Центавра A, 15 Стрелы, Тау Кита

2. Субгиганты спектрального класса G

Примеры:


3. Гиганты спектрального класса G

3.1. Физические параметры звезд гигантов класса G

В таблице представлены усредненные значения параметров. [3] В общем, соответствующие параметры отдельно выбранной звезды данного спектрального класса могут отличаться от приведенных ниже.

Класс BV VR by M V BC T eff, ? K R / R Ο log g M / M Ο 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
Примеры: Капелла, Омикрон Дракона, HD 175306

4. Сверхгиганты

Сверхгиганты в процессе звездной эволюции довольно часто меняют свой спектральный класс от O или B (голубые сверхгиганты) до K или M (красные сверхгиганты) несколько раз, то в один, то в другую сторону, в результате возгорания в их недрах гелия, углерода и т.д. Соответственно, в процессе эволюции они неоднократно проходят стадию, когда их эффективная температура соответствует спектральному классу G. Однако эта стадия является довольно короткой по времени, поскольку звезда тогда находится в состоянии нестабильности при данных физических условий. Соответственно, количество сверхгигант спектрального класса G не велика.


4.1. Физические параметры звезд сверхгигантов класса G

В таблице представлены усредненные значения параметров. [3] В общем, соответствующие параметры отдельно выбранной звезды данного спектрального класса могут отличаться от приведенных ниже.

Класс BV VR M V BC T eff, ? K R / R Ο log g M / M Ο 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 - -


Примеры:



См.. также


Примечания

  1. Эта пропорция получена для звезд с абсолютной звездной величиной 16 m и выше.

Источники

  1. LeDrew, G.; The Real Starry Sky - adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L, 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 - adsabs.harvard.edu/abs/1981A & AS ... 46 .. 193H, GMHJ Habets and JRW 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