Звезда спектрального класса G ({fy[;g vhytmjgl,ukik tlgvvg G)
Звёзды спектрального класса G имеют температуры поверхности от 5000 до 6000 K и жёлтый цвет. В спектрах таких звёзд видны линии металлов, в первую очередь ионизованного кальция, а линии водорода видны, но не выделяются на фоне остальных. С физической точки зрения класс G довольно разнороден и включает в себя различные звёзды населения I и населения II. К классу G относится Солнце.
Характеристики
[править | править код]К спектральному классу G относятся звёзды с температурами 5000—6000 K. Цвет звёзд этого класса — жёлтый, показатели цвета B−V составляют около 0,6m[1][2][3].
Наиболее отчётливо в спектрах таких звёзд видны линии металлов, в частности, железа, титана и в особенности фраунгоферовы линии H и K иона Ca II[комм. 1]. Наблюдаются линии молекулы CH, а в спектрах звёзд-гигантов могут быть видны линии циана[4]. Линии водорода слабы и не выделяются среди линий металлов[5][6][7]. Линии металлов усиливаются к поздним[комм. 2] спектральным подклассам[8].
Подклассы
[править | править код]Линии H и K иона Ca II достигают максимума интенсивности в подклассе G0[6], но их трудно использовать для определения подкласса, поскольку их интенсивность в классе G слабо меняется с температурой. Линии водорода заметно ослабевают к поздним подклассам, а линии различных нейтральных металлов усиливаются. Таким образом, для определения подкласса могут использоваться линии Ca I, Fe I или Mg I сами по себе, либо отношение их интенсивностей к интенсивности линий водорода: например, Fe l λ4046[комм. 3] к бальмеровской линии Hδ. Для определения температуры и подкласса химически пекулярных звёзд могут сравнивать интенсивности линий Cr I с линиями Fe I, поскольку содержание хрома обычно связано с содержанием железа даже для звёзд с аномальным химическим составом[9].
Классы светимости
[править | править код]Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса G5 составляют 5,2m, у гигантов того же класса ― 0,4m, у сверхгигантов ― ярче −3,9m (см. ниже)[10].
Звёзды класса G различных классов светимости возможно различать спектроскопическими методами: с повышением светимости у звёзд класса G усиливаются линии Sr II и линии циана. Наиболее эффективное разделение классов светимости дают линии Y II не только из-за того, что они значительно усиливаются с ростом светимости, но и из-за того, что на соотношение интенсивностей Y II к Fe I практически не влияют аномалии химического состава звёзд. Также в спектрах ярких звёзд для линий H и K иона Ca II имеет место эффект Вилсона ― Баппа, при котором в центре линии поглощения наблюдается слабая эмиссия[11].
Дополнительные обозначения и особенности
[править | править код]Гиганты класса G иногда оказываются химически пекулярными: в результате конвекции на поверхности может оказываться то вещество, которое звезда в прошлом выработала в недрах. Это может быть углерод или элементы, возникающие при s-процессе. Встречаются звёзды с аномально сильными, либо, наоборот, слабыми линиями циана; в последнем случае особо слабыми могут быть линии молекулы CH, что объясняется тем, что из углерода в первую очередь образуются молекулы CN, а не CH. Существует подкласс бариевых звёзд: в них особо сильны линии Ba II и часто усилены линии Sr II и CN, а также, в меньшей степени, Y II и CH. Такой набор элементов может указывать на то, что они попадают на поверхность в результате вычерпывания во время стадии асимптотической ветви гигантов. В то же время, встречаются и бариевые звёзды главной последовательности, для которых такой сценарий невозможен, но для них аномалии химического состава могут объясняться обменом веществом в двойной системе. Наконец, звёзды класса G могут принадлежать к экстремальному населению II (см. ниже) и содержать очень малое количество тяжёлых элементов, из-за чего в спектре наблюдается очень малое число линий[12].
В любом случае для описания химической пекулярности используются индексы, содержащие информацию об элементе, аномалии в содержании которого наблюдаются, и числа, характеризующие величину аномалии. Например, индекс Ba 2+ и означает сильные линии бария, а индексы CH−2 и CH−3 ― слабые линии CH, причём во втором случае ― более слабые, чем в первом[12].
Физические характеристики
[править | править код]
Спектральный класс G является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, жёлтые карлики — звёзды главной последовательности класса G, имеют массы 0,8—1,1 M⊙, светимости в диапазоне приблизительно от 0,4 до 1,5 L⊙ и живут около 10 миллиардов лет или дольше[13][14]. Такие звёзды могут относиться как к населению I, так и к более старому и бедному металлами населению II, и, возможно, к гипотетическому населению III, который должен состоять из самых первых звёзд Вселенной[15]. Жёлтые карлики — одни из основных целей поиска внеземных цивилизаций в программах SETI[16].
Гиганты и сверхгиганты класса G представлены различными типами звёзд. Например, звёзды красной части горизонтальной ветви — это гиганты класса G, относящиеся к населению II, а звёзды красного сгущения относятся к населению I[17][18]. Сверхгигантами могут быть как массивные, проэволюционировавшие звёзды, так и маломассивные звёзды, сошедшие с асимптотической ветви гигантов. Гиганты и сверхгиганты класса G могут проявлять переменность как цефеиды или как звёзды типа RV Тельца[19][20].
Звёзды класса G составляют 7,3 % от общего числа звёзд Млечного Пути[21]. Их доля среди наблюдаемых звёзд больше: например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5m, около 14 % звёзд относятся к классу G[22][23].
| Спектральный класс | Абсолютная звёздная 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 | ||
Примеры
[править | править код]Солнце — центральная звезда Солнечной системы, ближайшая к Земле и самая яркая для земных наблюдателей — жёлтый карлик класса G2V[24]. Следующая по близости звезда класса G — Альфа Центавра A, удалённая на 1,34 парсека (4,37 световых года). Она же является и ярчайшей звездой этого класса на ночном небе: её видимая звёздная величина составляет 0,00m[22][25].
Кроме того, к карликам класса G относится, например, Каппа¹ Кита (G5V)[26]. К гигантам относится Каппа Близнецов (G8III-IIIb)[27], а к сверхгигантам — Эпсилон Близнецов (G8Ib)[28].
| Спектральный класс | Класс светимости | ||
|---|---|---|---|
| V | III | I | |
| G0 | Бета Гончих Псов | 81 Рыб | Бета Водолея |
| G2 | Солнце | Альфа Водолея | |
| G3 | 16 Лебедя B | HR 4742 | |
| G4 | 70 Девы | ||
| G5 | Каппа¹ Кита | 9 Пегаса[англ.] | |
| G8 | 61 Большой Медведицы | Виндемиатрикс | Эпсилон Близнецов |
| G9 | Дельта Феникса | ||
Примечания
[править | править код]Комментарии
[править | править код]- ↑ Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.
- ↑ Более ранние и более поздние подклассы включают в себя звёзды, соответственно, более высокой и более низкой температуры. Чем больше число, обозначающее подкласс, тем он позднее.
- ↑ В подобной записи после λ идёт длина волны исследуемой линии в ангстремах.
Источники
[править | править код]- ↑ Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 3 мая 2021 года.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 567—569.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 259—264.
- ↑ Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 15 апреля 2021 года.
- ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 210.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 259.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 259—262.
- ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 565—568.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 262—265.
- ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 278—283.
- ↑ Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — С. 151. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
- ↑ Батурин В. А., Миронова И. В. Звезды: их строение, жизнь и смерть. Главная последовательность. Астронет. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 281—283.
- ↑ Darling D. G star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 12 февраля 2021 года.
- ↑ M. Salaris, S. Cassisi. Evolution of Stars and Stellar Populations (англ.). — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — P. 163—167, 305. — 388 p. — 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. — 20 March (vol. 496, iss. 1). — P. 428–448. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/305347. Архивировано 17 июля 2021 года.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 283—289.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, p. 402.
- ↑ Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 13 июля 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
- ↑ 1 2 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45—51, 78. Cambridge University Press. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
- ↑ Darling D. Sun. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 22 апреля 2021 года.
- ↑ Darling D. Alpha Centauri. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 28 января 2021 года.
- ↑ Kappa1 Ceti. SIMBAD. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
- ↑ Kappa Geminorum. SIMBAD. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
- ↑ Epsilon Geminorum. SIMBAD. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 556—562.
Литература
[править | править код]- Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
- 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 · N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
| Основные спектральные классы | |
|---|---|
| Дополнительные спектральные классы | |
| Классы светимости | |
 | Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии. |