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

К спектральному классу G относятся звёзды с температурами 5000—6000 K . Цвет звёзд этого класса — жёлтый, показатели цвета B−V составляют около 0,6 ^m .

Наиболее отчётливо в спектрах таких звёзд видны линии металлов, в частности, железа , титана и в особенности фраунгоферовы линии H и K иона Ca II . Наблюдаются линии молекулы CH , а в спектрах звёзд-гигантов могут быть видны линии циана . Линии водорода слабы и не выделяются среди линий металлов . Линии металлов усиливаются к поздним спектральным подклассам .

Подклассы

Линии H и K иона Ca II достигают максимума интенсивности в подклассе G0 , 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 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 .

Классы светимости

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса G5 составляют 5,2 ^m , у гигантов того же класса ― 0,4 ^m , у сверхгигантов ― ярче −3,9 ^m (см. ниже ) .

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 .

Дополнительные обозначения и особенности

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 .

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 .

Физические характеристики

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 . Такие звёзды могут относиться как к населению I , так и к более старому и бедному металлами населению II , и, возможно, к гипотетическому , который должен состоять из самых первых звёзд Вселенной . Жёлтые карлики — одни из основных целей поиска внеземных цивилизаций в программах SETI .

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 . 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 .

Звёзды класса G составляют 7,3 % от общего числа звёзд Млечного Пути . Их доля среди наблюдаемых звёзд больше: например, в каталоге Генри Дрейпера , включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5 ^m , около 14 % звёзд относятся к классу G .

Примеры

Солнце — центральная звезда Солнечной системы , ближайшая к Земле и самая яркая для земных наблюдателей — жёлтый карлик класса G2V . 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 0,00 ^m .

Кроме того, к карликам класса G относится, например, Каппа¹ Кита (G5V) . К гигантам относится Каппа Близнецов (G8III-IIIb) , а к сверхгигантам — Эпсилон Близнецов (G8Ib) .

Примечания

Комментарии

Источники

Литература

• 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. . — 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. . — 5th Edition. — Berlin · Heidelberg · N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .