Зорі 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]}

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.

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

• Жовтий карлик
• Зорі спектрального класу O
• Зорі спектрального класу B
• Зорі спектрального класу A
• Зорі спектрального класу F
• Зорі спектрального класу K
• Зорі спектрального класу M

Примітки

1. Ця пропорція отримана для зір з абсолютною зоряною величиною 16^m 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. 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. David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Phorospheres", Cambridge University Press 2005

Посилання

•  Окремі спектральні класи зір на YouTube, канал Інституту астрономії Харківського університету