Share to: share facebook share twitter share wa share telegram print page

Зорі спектрального класу G

Відносний розмір зірок класу G з іншими зірками головної послідовності
Найближча до нас зоря, Сонце, має спектральний клас G. Знизу ліворуч, видима темна область є сонячною плямою.
Власні рухи зір спектрального класу G навколо апексу (ліворуч) та антиапексу (праворуч) за -/+ 200 000 років.
3-вимірне зображення (для червоно-зелених чи червоно-синіх окулярів) власного руху зір 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.

Зорі Головної Послідовності класу G

Докладніше: Жовтий карлик
Зображення жовтого карлика HD 70642 у програмі Celestia.


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

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

Приклади:

Гіганти спектрального класу G

Спектр гіганта спектрального класу G5.

Фізичні параметри зір гігантів класу G

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

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

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:


Див. також

Примітки

  1. ↑ Ця пропорція отримана для зір з абсолютною зоряною величиною 16m і вище.

Джерела

  1. ↑ 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.
  2. ↑ 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.
  3. ↑ а б в David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Phorospheres", Cambridge University Press 2005

Посилання
Kembali kehalaman sebelumnya