Spektral klasse G stjerne

Stjerner af spektral type G har overfladetemperaturer mellem 5000 og 6000 K og er gule i farven. I spektrene af sådanne stjerner er metallinjer synlige, primært ioniseret calcium, og brintlinjer er synlige, men skiller sig ikke ud fra resten. Fra et fysisk synspunkt er klasse G ret heterogen og inkluderer forskellige stjerner af population I og population II . Solen tilhører klasse G.

Karakteristika

Spektral type G omfatter stjerner med temperaturer på 5000–6000 K. Farven på stjernerne i denne klasse er gul, B−V-farveindeksene er omkring 0,6 m [1] [2] [3] .

De mest tydeligt synlige i spektrene af sådanne stjerner er linjerne af metaller, især jern , titanium , og især Fraunhofer-linjerne H og K af Ca II -ionen [komm. 1] . CH- molekylets linjer observeres, og linjerne af cyan kan ses i spektre af kæmpestjerner [4] . Brintlinjer er svage og skiller sig ikke ud blandt metallinjer [ 5] [6] [7] . Metallinjerne intensiveres mod de sene [komm. 2] spektrale underklasser [8] .

Underklasser

H- og K-linjerne af Ca II-ionen når en maksimal intensitet i G0-underklassen [6] , men de er svære at bruge til at bestemme underklassen, da deres intensitet i G-klassen varierer lidt med temperaturen. Brintlinjerne svækkes mærkbart mod de sene underklasser, mens linjerne af forskellige neutrale metaller bliver stærkere. Således kan Ca I-, Fe I- eller Mg I-linjerne alene eller forholdet mellem deres intensiteter og hydrogenlinjeintensiteterne anvendes til at bestemme underklassen: for eksempel Fe l λ4046 [komm. 3] til Balmer-linjen Hδ. For at bestemme temperaturen og underklassen af ​​kemisk ejendommelige stjerner kan intensiteten af ​​Cr I-linjerne sammenlignes med Fe I-linjerne, da krommængden normalt er relateret til jernmængden, selv for stjerner med unormal kemisk sammensætning [9] .

Lysstyrkeklasser

Den absolutte stjernestørrelse for G5-klassens hovedsekvensstjerner er 5,2 m , for kæmper af samme klasse er den 0,4 m , for supergiganter er den lysere end -3,9 m (se nedenfor ) [10] .

Klasse G-stjerner af forskellige lysstyrkeklasser kan skelnes ved spektroskopiske metoder: med en stigning i lysstyrken i klasse G-stjerner bliver Sr II- og cyanlinjerne stærkere. Den mest effektive adskillelse af lysstyrkeklasser tilvejebringes af Y II-linjerne, ikke kun på grund af det faktum, at de stiger markant med stigende lysstyrke, men også på grund af det faktum, at forholdet mellem Y II og Fe I-intensiteter praktisk talt ikke påvirkes af anomalier i stjernernes kemiske sammensætning. Også i spektrene af klare stjerner for Ca II-ionens H- og K-linjer finder Wilson-Bupp-effekten sted, hvor der observeres en svag emission i midten af ​​absorptionslinjen [11] .

Yderligere betegnelser og funktioner

Klasse G-giganter viser sig nogle gange at være kemisk ejendommelige : Som et resultat af konvektion kan det stof, som stjernen producerede i dybet i fortiden, dukke op på overfladen. Dette kan være kulstof eller elementer, der stammer fra s-processen . Der er stjerner med unormalt stærke eller omvendt svage cyanidlinjer; i sidstnævnte tilfælde kan CH-molekylets linjer være særligt svage, hvilket forklares ved, at CN-molekyler er dannet af kulstof i første omgang, og ikke CH-molekyler. Der er en underklasse af bariumstjerner : Ba II- linjerne er særligt stærke i dem, og Sr II- og CN-linjerne er ofte forstærkede, såvel som i mindre grad Y II og CH. Et sådant sæt af elementer kan indikere, at de bringes til overfladen ved at øse ud under det asymptotiske gigantiske grenstadie . Samtidig støder man også på barium -hovedsekvensstjerner , for hvilke et sådant scenarie er umuligt, men for dem kan anomalierne i den kemiske sammensætning forklares ved udveksling af stof i det binære system . Endelig kan klasse G-stjerner tilhøre ekstrem population II (se nedenfor ) og indeholde en meget lille mængde tunge grundstoffer, på grund af hvilke et meget lille antal linjer observeres i spektret [12] .

Under alle omstændigheder, for at beskrive den kemiske ejendommelighed, bruges indekser, der indeholder information om det element, hvis overflodsanomalier observeres, og tal, der karakteriserer størrelsen af ​​anomalien. For eksempel betyder indekset Ba 2+ og stærke bariumlinjer, og indekserne CH−2 og CH−3 betyder svage CH-linjer, og i det andet tilfælde er de svagere end i det første [12] .

Fysiske egenskaber

Spektraltypen G er ret heterogen med hensyn til stjerners fysiske parametre. For eksempel er gule dværge  klasse G hovedsekvensstjerner med masser på 0,8-1,1 M ⊙ , lysstyrker i området fra cirka 0,4 til 1,5 L ⊙ og levetider på omkring 10 milliarder år eller længere [13] [14] . Sådanne stjerner kan tilhøre både population I , og den ældre og metalfattige population II , og muligvis til den hypotetiske population III , som skulle bestå af de allerførste stjerner i universet [15] . Gule dværge er et af hovedmålene for søgen efter udenjordiske civilisationer i SETI -programmerne [16] .

Kæmper og supergiganter af klasse G er repræsenteret af forskellige typer stjerner. For eksempel er stjernerne i den røde del af den vandrette gren  G-type kæmper, der tilhører population II, mens stjernerne i den røde hob tilhører population I [17] [18] . Supergiganter kan være både massive, udviklede stjerner og stjerner med lav masse, der er nedstammet fra den asymptotiske kæmpegren . Kæmper og G-klasse supergiganter kan udvise variabilitet som Cepheider eller som RV Tauri stjerner [19] [20] .

Klasse G-stjerner udgør 7,3 % af det samlede antal stjerner i Mælkevejen [21] . Deres andel blandt de observerede stjerner er større: for eksempel i Henry Draper-kataloget , som omfatter stjerner med en tilsyneladende størrelse på op til 8,5 m , tilhører omkring 14 % af stjernerne G-klassen [22] [23] .

Eksempler

Solen  er den centrale stjerne i solsystemet , den tættest på Jorden og den klareste for terrestriske observatører - en gul dværg af G2V-klassen [24] . Den næstnærmeste G-klassestjerne er Alpha Centauri A , 1,34 parsec væk (4,37 lysår ). Det er også den klareste stjerne i denne klasse på nattehimlen: dens tilsyneladende størrelse er 0,00 m [22] [25] .

Derudover omfatter klasse G-dværge for eksempel Kappa¹ Ceti (G5V) [26] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [27] tilhører giganterne , og Epsilon Gemini (G8Ib) [28] tilhører supergiganterne .

Noter

Kommentarer

1. ↑ Et romertal efter et grundstof angiver dets ioniseringsgrad. I er et neutralt atom, II er et enkelt ioniseret grundstof, III er dobbeltioniseret og så videre.
2. ↑ Tidligere og senere underklasser inkluderer stjerner med henholdsvis lavere og højere temperaturer. Jo større tal, der angiver underklassen, jo senere er det.
3. ↑ I en lignende notation kommer efter λ bølgelængden af ​​linjen under undersøgelse i ångstrøm .

Kilder

1. ↑ Stjerneklassifikation  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 14. juli 2021. Arkiveret fra originalen 3. maj 2021.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 567-569.
4. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259-264.
5. ↑ Darling D. Spektral type . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 14. april 2021. Arkiveret fra originalen 15. april 2021. (ubestemt)
6. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , s. 210.
7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-373.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 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 århundrede. - 3. udg. - Fryazino: Vek 2, 2015. - S. 151. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
14. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Stjerner: deres struktur, liv og død . Hovedsekvens . Astronet . Hentet 16. juli 2021. Arkiveret fra originalen 29. juni 2020. (ubestemt)
15. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 281-283.
16. ↑ Darling D. Gstar . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 16. juli 2021. Arkiveret fra originalen 12. februar 2021. (ubestemt)
17. ↑ M. Salaris, S. Cassisi. Udvikling af stjerner og stjernepopulationer  (engelsk) . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - S. 163-167, 305. - 388 s. — 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. marts ( vol. 496 , udg. 1 ). — S. 428–448 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/305347 . Arkiveret fra originalen den 17. juli 2021.
19. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 283-289.
20. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 402.
21. ↑ Darling D. Antal stjerner . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 9. juni 2021. (ubestemt)
22. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-51, 78. Cambridge University Press . Hentet 16. juli 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010. (ubestemt)
23. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 216.
24. ↑ Darling D. Sun. Internet Encyclopedia of Science . Hentet 16. juli 2021. Arkiveret fra originalen 22. april 2021. (ubestemt)
25. ↑ Darling D. Alpha Centauri . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 16. juli 2021. Arkiveret fra originalen 28. januar 2021. (ubestemt)
26. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Hentet 14. juli 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021. (ubestemt)
27. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Hentet 14. juli 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021. (ubestemt)
28. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Hentet 14. juli 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021. (ubestemt)
29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 556-562.

Litteratur

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