Эта статья входит в число добротных статей

Звезда спектрального класса G

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Спектр звезды класса G5V

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]

Солнце — звезда класса G

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].

Параметры звёзд спектрального класса G разных подклассов и классов светимости[10]
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].

Некоторые звёзды класса G, используемые как стандарты[29]
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]

  1. Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.
  2. Более ранние и более поздние подклассы включают в себя звёзды, соответственно, более низкой и более высокой температуры. Чем больше число, обозначающее подкласс, тем он позднее.
  3. В подобной записи после λ идёт длина волны исследуемой линии в ангстремах.

Источники[править | править код]

  1. Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 3 мая 2021 года.
  2. Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
  3. Gray, Corbally, 2009, pp. 567—569.
  4. Gray, Corbally, 2009, pp. 259—264.
  5. Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 15 апреля 2021 года.
  6. 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 210.
  7. Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
  8. Gray, Corbally, 2009, p. 259.
  9. Gray, Corbally, 2009, pp. 259—262.
  10. 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 565—568.
  11. Gray, Corbally, 2009, pp. 262—265.
  12. 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 278—283.
  13. Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — С. 151. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  14. 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.
  15. Gray, Corbally, 2009, pp. 281—283.
  16. Darling D. G star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 12 февраля 2021 года.
  17. 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.
  18. 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.
  19. Gray, Corbally, 2009, pp. 283—289.
  20. Кононович, Мороз, 2004, p. 402.
  21. Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 13 июля 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
  22. 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.
  23. Karttunen et al., 2007, p. 216.
  24. Darling D. Sun. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 22 апреля 2021 года.
  25. Darling D. Alpha Centauri. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 28 января 2021 года.
  26. Kappa1 Ceti. SIMBAD. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  27. Kappa Geminorum. SIMBAD. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  28. Epsilon Geminorum. SIMBAD. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  29. Gray, Corbally, 2009, pp. 556—562.

Литература[править | править код]