Spektral klass G-stjärna

Stjärnor av spektraltyp G har yttemperaturer mellan 5000 och 6000 K och är gula till färgen. I spektra av sådana stjärnor är metalllinjer synliga, främst joniserat kalcium, och vätelinjer är synliga, men sticker inte ut från resten. Ur en fysisk synvinkel är klass G ganska heterogen och inkluderar olika stjärnor av population I och population II . Solen tillhör klass G.

Egenskaper

Spektraltyp G inkluderar stjärnor med temperaturer på 5000–6000 K. Färgen på stjärnorna i denna klass är gul, B−V-färgindexen är cirka 0,6 m [1] [2] [3] .

De tydligast synliga i spektra av sådana stjärnor är linjerna av metaller, i synnerhet järn , titan , och i synnerhet Fraunhofer-linjerna H och K av Ca II -jonen [komm. 1] . CH- molekylens linjer observeras, och cyanlinjerna kan ses i spektra av jättestjärnor [4] . Väteledningar är svaga och sticker inte ut bland metalllinjer [ 5] [6] [7] . Metalllinjerna intensifieras mot de sena [komm. 2] spektrala underklasser [8] .

Underklasser

H- och K-linjerna för Ca II-jonen når en maximal intensitet i G0-underklassen [6] , men de är svåra att använda för att bestämma underklassen, eftersom deras intensitet i G-klassen varierar lite med temperaturen. Vätelinjerna försvagas märkbart mot de sena underklasserna, medan linjerna av olika neutrala metaller blir starkare. Sålunda kan Ca I-, Fe I- eller Mg I-linjerna ensamma, eller förhållandet mellan deras intensiteter och vätelinjeintensiteterna, användas för att bestämma underklassen: till exempel Fe l λ4046 [komm. 3] till Balmer-linjen Hδ. För att bestämma temperaturen och underklassen av kemiskt säregna stjärnor kan intensiteten av Cr I-linjerna jämföras med Fe I-linjerna, eftersom kromförekomsten vanligtvis är relaterad till järnmängden, även för stjärnor med onormal kemisk sammansättning [9] .

Ljusstyrka klasser

Den absoluta stjärnmagnituden för G5-klassstjärnor är 5,2 m , för jättar av samma klass är den 0,4 m , för superjättar är den ljusare än -3,9 m (se nedan ) [10] .

Klass G-stjärnor av olika ljusstyrkaklasser kan särskiljas med spektroskopiska metoder: med en ökning av ljusstyrkan i klass G-stjärnor blir Sr II- och cyanlinjerna starkare. Den mest effektiva separationen av ljusstyrkaklasser tillhandahålls av Y II-linjerna, inte bara på grund av att de ökar avsevärt med ökande ljusstyrka, utan också på grund av att förhållandet mellan Y II och Fe I-intensiteter praktiskt taget inte påverkas av anomalier i stjärnornas kemiska sammansättning. Också i spektra av ljusa stjärnor för H- och K-linjerna i Ca II-jonen äger Wilson-Bupp-effekten rum, där en svag emission observeras i mitten av absorptionslinjen [11] .

Ytterligare beteckningar och funktioner

Klass G-jättar visar sig ibland vara kemiskt säregna : som ett resultat av konvektion kan det ämne som stjärnan producerade i djupet i det förflutna dyka upp på ytan. Detta kan vara kol eller element som härrör från s-processen . Det finns stjärnor med anomalt starka eller omvänt svaga cyanidlinjer; i det senare fallet kan CH-molekylens linjer vara särskilt svaga, vilket förklaras av att CN-molekyler bildas av kol i första hand, och inte CH-molekyler. Det finns en underklass av bariumstjärnor : Ba II- linjerna är särskilt starka i dem och Sr II- och CN-linjerna är ofta förstärkta, liksom, i mindre utsträckning, Y II och CH. En sådan uppsättning element kan tyda på att de förs till ytan genom att ösa ut under det asymptotiska jättegrenstadiet . Samtidigt påträffas också bariumhuvudsekvensstjärnor , för vilka ett sådant scenario är omöjligt, men för dem kan anomalierna i den kemiska sammansättningen förklaras av utbytet av materia i det binära systemet . Slutligen kan klass G-stjärnor tillhöra extrem population II (se nedan ) och innehålla en mycket liten mängd tunga grundämnen, på grund av vilka ett mycket litet antal linjer observeras i spektrumet [12] .

I alla fall, för att beskriva den kemiska egenheten, används index som innehåller information om elementet vars överflöd av anomalier observeras och siffror som kännetecknar storleken på anomalien. Till exempel betyder indexet Ba 2+ och starka bariumlinjer, och indexen CH−2 och CH−3 betyder svaga CH-linjer, och i det andra fallet är de svagare än i det första [12] .

Fysiska egenskaper

Spektraltypen G är ganska heterogen när det gäller stjärnors fysiska parametrar. Till exempel är gula dvärgar  klass G huvudsekvensstjärnor med massor av 0,8–1,1 M ⊙ , ljusstyrkor i intervallet cirka 0,4 till 1,5 L ⊙ och livslängder på cirka 10 miljarder år eller längre [13] [14] . Sådana stjärnor kan tillhöra både population I , och den äldre och metallfattiga populationen II , och, möjligen, till den hypotetiska populationen III , som borde bestå av universums allra första stjärnor [15] . Gula dvärgar är ett av huvudmålen för sökandet efter utomjordiska civilisationer i SETI- programmen [16] .

Jättar och superjättar av klass G representeras av olika typer av stjärnor. Till exempel är stjärnorna i den röda delen av den horisontella grenen  jättar av G-typ som tillhör population II, medan stjärnorna i den röda klasen tillhör population I [17] [18] . Superjättar kan vara både massiva, utvecklade stjärnor och stjärnor med låg massa som härstammar från den asymptotiska jättegrenen . Jättar och superjättar av G-klass kan uppvisa variation som Cepheider eller som RV Tauri-stjärnor [19] [20] .

Klass G-stjärnor utgör 7,3 % av det totala antalet stjärnor i Vintergatan [21] . Deras andel bland de observerade stjärnorna är större: till exempel i Henry Draper-katalogen , som inkluderar stjärnor med en skenbar magnitud på upp till 8,5 m , tillhör cirka 14 % av stjärnorna G-klassen [22] [23] .

Exempel

Solen är solsystemets  centrala stjärna , närmast jorden och den ljusaste för marklevande observatörer - en gul dvärg av G2V-klassen [24] . Den näst närmaste G-klassstjärnan är Alpha Centauri A , 1,34 parsecs bort (4,37 ljusår ). Det är också den ljusaste stjärnan i denna klass på natthimlen: dess skenbara magnitud är 0,00 m [22] [25] .

Dessutom inkluderar klass G-dvärgar till exempel Kappa¹ Ceti (G5V) [26] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [27] tillhör jättarna och Epsilon Gemini (G8Ib) [28] tillhör superjättarna .

Anteckningar

Kommentarer

1. ↑ En romersk siffra efter ett grundämne anger dess joniseringsgrad. I är en neutral atom, II är ett enkeljoniserat grundämne, III är dubbeljoniserat och så vidare.
2. ↑ Tidigare och senare underklasser inkluderar stjärnor med lägre respektive högre temperaturer. Ju större nummer som anger underklassen, desto senare är det.
3. ↑ I en liknande notation, efter λ kommer våglängden för linjen som studeras i ångström .

Källor

1. ↑ Stjärnklassificering  . _ Encyclopedia Britannica . Hämtad 14 juli 2021. Arkiverad från originalet 3 maj 2021.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 567-569.
4. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259-264.
5. ↑ Darling D. Spektraltyp . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 14 april 2021. Arkiverad från originalet 15 april 2021. (obestämd)
6. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , sid. 210.
7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 369-373.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. 259.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259-262.
10. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 565-568.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 262-265.
12. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 278-283.
13. ↑ Surdin V. G. Astronomi: XXI århundradet. - 3:e uppl. - Fryazino: Vek 2, 2015. - S. 151. - 608 sid. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
14. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Stjärnor: deras struktur, liv och död . Huvudsekvens . Astronet . Hämtad 16 juli 2021. Arkiverad från originalet 29 juni 2020. (obestämd)
15. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 281-283.
16. ↑ Älskling D. Gstar . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 16 juli 2021. Arkiverad från originalet 12 februari 2021. (obestämd)
17. ↑ M. Salaris, S. Cassisi. Utvecklingen av stjärnor och stjärnpopulationer  (engelska) . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - S. 163-167, 305. - 388 sid. — ISBN 978-0-470-09219-X .
18. ↑ Ayres Thomas R., Simon Theodore, Stern Robert A., Drake Stephen A., Wood Brian E. Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1998. - 20 mars ( vol. 496 , utgåva 1 ). — S. 428–448 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/305347 . Arkiverad från originalet den 17 juli 2021.
19. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 283-289.
20. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 402.
21. ↑ Älskling D. Antal stjärnor . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 13 juli 2021. Arkiverad från originalet 9 juni 2021. (obestämd)
22. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-51, 78. Cambridge University Press . Hämtad 16 juli 2021. Arkiverad från originalet 29 december 2010. (obestämd)
23. ↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 216.
24. ↑ Älskling D. Sun. Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 16 juli 2021. Arkiverad från originalet 22 april 2021. (obestämd)
25. ↑ Älskling D. Alpha Centauri . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 16 juli 2021. Arkiverad från originalet 28 januari 2021. (obestämd)
26. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Hämtad 14 juli 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021. (obestämd)
27. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Hämtad 14 juli 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021. (obestämd)
28. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Hämtad 14 juli 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021. (obestämd)
29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 556-562.

Litteratur

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Allmän kurs i astronomi. — 2:a, rättad. — M .: URSS , 2004. — 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Grey RO, Corbally CJ Stellar spektral klassificering . - Princeton • Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 sid. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5:e upplagan. - Berlin • Heidelberg • N. Y .: Springer , 2007. - 510 sid. — ISBN 978-3-540-34143-7 .