Hvězda spektrální třídy G

Hvězdy spektrálního typu G mají povrchové teploty mezi 5000 a 6000 K a jsou žluté barvy. Ve spektrech takových hvězd jsou viditelné kovové čáry, primárně ionizovaný vápník a vodíkové čáry, které však nevyčnívají z ostatních. Z fyzikálního hlediska je třída G značně heterogenní a zahrnuje různé hvězdy populace I a populace II . Slunce patří do třídy G.

Charakteristika

Spektrální typ G zahrnuje hvězdy s teplotami 5000–6000 K. Barva hvězd této třídy je žlutá, barevné indexy B−V jsou asi 0,6 m [1] [2] [3] .

Nejzřetelněji jsou ve spektrech takových hvězd viditelné čáry kovů, zejména železa , titanu a zejména Fraunhoferovy čáry H a K iontu Ca II [comm. 1] . Jsou pozorovány čáry molekuly CH a čáry azurové jsou vidět ve spektrech obřích hvězd [4] . Vodíkové čáry jsou slabé a mezi kovovými čarami nevynikají [5] [6] [7] . Kovové čáry zesilují směrem k pozdním [comm. 2] spektrální podtřídy [8] .

Podtřídy

Linie H a K iontu Ca II dosahují maximální intenzity v podtřídě G0 [6] , ale je obtížné je použít k určení podtřídy, protože jejich intenzita ve třídě G se s teplotou jen málo mění. Vodíkové čáry znatelně slábnou směrem k pozdním podtřídám, zatímco čáry různých neutrálních kovů zesilují. K určení podtřídy lze tedy použít samotné čáry Ca I, Fe I nebo Mg I nebo poměr jejich intenzit k intenzitám čar vodíku: například Fe l λ4046 [comm. 3] k Balmerově linii Hδ. Pro určení teploty a podtřídy chemicky pekuliárních hvězd lze intenzity čar Cr I porovnat s čarami Fe I, protože množství chrómu obvykle souvisí s množstvím železa, a to i u hvězd s anomálním chemickým složením [9] .

Třídy svítivosti

Absolutní hvězdná magnituda hvězd hlavní posloupnosti třídy G5 je 5,2 m , u obrů stejné třídy je to 0,4 m , u veleobrů je jasnější než −3,9 m (viz níže ) [10] .

Hvězdy třídy G různých tříd svítivosti lze rozlišit spektroskopickými metodami: se zvýšením svítivosti u hvězd třídy G zesílí čáry Sr II a azurové. Nejúčinnější oddělení tříd svítivosti poskytují čáry Y II nejen díky tomu, že se s rostoucí svítivostí výrazně zvyšují, ale také tím, že poměr intenzit Y II k Fe I prakticky není ovlivněn anomálie v chemickém složení hvězd. Také ve spektrech jasných hvězd pro čáry H a K iontu Ca II probíhá Wilson-Buppův jev , při kterém je pozorována slabá emise ve středu absorpční čáry [11] .

Další označení a vlastnosti

Obři třídy G se někdy ukáží jako chemicky zvláštní : v důsledku konvekce se na povrchu může objevit látka, kterou hvězda v minulosti produkovala v hlubinách. Může to být uhlík nebo prvky vznikající z s-procesu . Existují hvězdy s anomálně silnými nebo naopak slabými kyanidovými liniemi; v druhém případě mohou být linie molekuly CH zvláště slabé, což se vysvětluje tím, že molekuly CN jsou tvořeny především z uhlíku, a nikoli molekuly CH. Existuje podtřída baryových hvězd : linie Ba II jsou v nich obzvláště silné a linie Sr II a CN jsou často zesíleny, stejně jako v menší míře Y II a CH. Taková množina prvků může naznačovat, že jsou vyneseny na povrch vykopáním během asymptotického stádia obrovské větve . Zároveň se setkávají i s hvězdami hlavní posloupnosti barya , pro které je takový scénář nemožný, ale u nich lze anomálie v chemickém složení vysvětlit výměnou hmoty ve dvojhvězdném systému . Konečně hvězdy třídy G mohou patřit do extrémní populace II (viz níže ) a obsahovat velmi malé množství těžkých prvků, díky čemuž je ve spektru pozorováno velmi malé množství čar [12] .

V každém případě se k popisu chemické zvláštnosti používají indexy, které obsahují informace o prvku, jehož anomálie anomálie jsou pozorovány, a čísla charakterizující velikost anomálie. Například index Ba 2+ a znamená silné čáry barya a indexy CH−2 a CH−3 znamenají slabé čáry CH a ve druhém případě jsou slabší než v prvním [12] .

Fyzikální vlastnosti

Spektrální typ G je z hlediska fyzikálních parametrů hvězd značně heterogenní. Například žlutí trpaslíci  jsou hvězdy hlavní posloupnosti třídy G s hmotnostmi 0,8–1,1 M ⊙ , svítivostí v rozmezí přibližně 0,4 až 1,5 L ⊙ a dobou života asi 10 miliard let nebo delší [13] [14] . Takové hvězdy mohou patřit jak k populaci I , tak k starší a na kovy chudé populaci II , a případně k hypotetické populaci III , která by se měla skládat z úplně prvních hvězd vesmíru [15] . Žlutí trpaslíci jsou jedním z hlavních cílů pátrání po mimozemských civilizacích v programech SETI [16] .

Obři a veleobri třídy G jsou zastoupeni různými typy hvězd. Například hvězdy červené části horizontální větve  jsou obři typu G patřící do populace II, zatímco hvězdy červené hvězdokupy patří do populace I [17] [18] . Supergianti mohou být jak hmotné, vyvinuté hvězdy, tak hvězdy s nízkou hmotností, které sestoupily z asymptotické obří větve . Obři a supergianti třídy G mohou vykazovat variabilitu jako cefeidy nebo jako hvězdy RV Tauri [19] [20] .

Hvězdy třídy G tvoří 7,3 % z celkového počtu hvězd v Mléčné dráze [21] . Jejich podíl mezi pozorovanými hvězdami je větší: například v katalogu Henryho Drapera , který zahrnuje hvězdy se zdánlivou magnitudou až 8,5 m , patří asi 14 % hvězd do třídy G [22] [23] .

Příklady

Slunce  je centrální hvězda sluneční soustavy , nejbližší Zemi a nejjasnější pro pozemské pozorovatele – žlutý trpaslík třídy G2V [24] . Další nejbližší hvězdou třídy G je Alpha Centauri A , vzdálená 1,34 parseků (4,37 světelných let ). Je to také nejjasnější hvězda této třídy na noční obloze: její zdánlivá velikost je 0,00 m [22] [25] .

Kromě toho mezi trpaslíky třídy G patří například Kappa¹ Ceti (G5V) [26] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [27] patří k obrům a Epsilon Gemini (G8Ib) [28] patří k veleobrům .

Poznámky

Komentáře

1. ↑ Římské číslo za prvkem označuje jeho stupeň ionizace. I je neutrální atom, II je jednoduše ionizovaný prvek, III je dvakrát ionizovaný a tak dále.
2. ↑ Dřívější a pozdější podtřídy zahrnují hvězdy s nižšími a vyššími teplotami. Čím větší je číslo označující podtřídu, tím je pozdější.
3. ↑ V podobném zápisu za λ následuje vlnová délka studovaného vedení v angstromech .

Zdroje

1. ↑ Hvězdná  klasifikace . Encyklopedie Britannica . Získáno 14. července 2021. Archivováno z originálu dne 3. května 2021.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 567-569.
4. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 259-264.
5. ↑ Miláček D. Spektrální typ . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 14. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 15. dubna 2021. (neurčitý)
6. ↑ 12 Karttunen a kol., 2007 , s. 210.
7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 369-373.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 259-262.
10. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 565-568.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 262-265.
12. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 278-283.
13. ↑ Surdin V. G. Astronomie: XXI století. - 3. vyd. - Fryazino: Vek 2, 2015. - S. 151. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
14. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Hvězdy: jejich struktura, život a smrt . Hlavní sekvence . Astronet . Získáno 16. července 2021. Archivováno z originálu dne 29. června 2020. (neurčitý)
15. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 281-283.
16. ↑ Miláček D. Gstar . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 16. července 2021. Archivováno z originálu dne 12. února 2021. (neurčitý)
17. ↑ M. Salaris, S. Cassisi. Evolution of Stars and Stellar Populations  (anglicky) . - 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. The Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clum  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1998. - 20. březen ( sv. 496 , 1. vydání ). — S. 428–448 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/305347 . Archivováno z originálu 17. července 2021.
19. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 283-289.
20. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 402.
21. ↑ Miláček D. Počty hvězd . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 13. července 2021. Archivováno z originálu dne 9. června 2021. (neurčitý)
22. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-51, 78. Cambridge University Press . Získáno 16. července 2021. Archivováno z originálu dne 29. prosince 2010. (neurčitý)
23. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 216.
24. ↑ Miláček D. Sun. Internetová encyklopedie vědy . Získáno 16. července 2021. Archivováno z originálu dne 22. dubna 2021. (neurčitý)
25. ↑ Miláček D. Alpha Centauri . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 16. července 2021. Archivováno z originálu dne 28. ledna 2021. (neurčitý)
26. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Získáno 14. července 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021. (neurčitý)
27. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Získáno 14. července 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021. (neurčitý)
28. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Získáno 14. července 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021. (neurčitý)
29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 556-562.

Literatura

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Gray RO, Corbally CJ Hvězdná spektrální klasifikace . - 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. vydání. - Berlín • Heidelberg • N. Y. : Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .