Звезда спектрального класса G — Википедия

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 0,6^m[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 5,2^m, у гигантов того же класса ― 0,4^m, у сверхгигантов ― ярче −3,9^m (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 8,5^m, около 14 % звёзд относятся к классу G^[22][23].

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 0,00^m[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].

Примечания[править | править код]

Комментарии[править | править код]

Источники[править | править код]

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.

Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии.