Steaua spectrală de clasă G

Stelele de tip spectral G au temperaturi de suprafață între 5000 și 6000 K și sunt de culoare galbenă. În spectrele unor astfel de stele sunt vizibile linii metalice, în primul rând calciu ionizat, iar liniile de hidrogen sunt vizibile, dar nu ies în evidență de restul. Din punct de vedere fizic, clasa G este destul de eterogenă și include diverse stele din populația I și populația II . Soarele aparține clasei G.

Caracteristici

Tipul spectral G include stele cu temperaturi de 5000-6000 K. Culoarea stelelor din această clasă este galbenă, indicii de culoare B−V sunt de aproximativ 0,6 m [1] [2] [3] .

Cele mai clar vizibile în spectrele unor astfel de stele sunt liniile de metale, în special, fierul , titanul și în special liniile Fraunhofer H și K ale ionului Ca II [comm. 1] . Sunt observate liniile moleculei CH , iar liniile de cyan pot fi văzute în spectrele stelelor gigantice [4] . Liniile de hidrogen sunt slabe și nu ies în evidență printre liniile metalice [5] [6] [7] . Liniile metalice se intensifică spre cele târzii [com. 2] subclase spectrale [8] .

Subclase

Liniile H și K ale ionului Ca II ating o intensitate maximă în subclasa G0 [6] , dar sunt dificil de utilizat pentru a determina subclasa, deoarece intensitatea lor în clasa G variază puțin cu temperatura. Liniile de hidrogen slăbesc vizibil spre subclasele târzii, în timp ce liniile diferitelor metale neutre devin mai puternice. Astfel, liniile Ca I, Fe I sau Mg I singure, sau raportul dintre intensitățile lor și intensitățile liniei de hidrogen, pot fi utilizate pentru a determina subclasa: de exemplu, Fe l λ4046 [comm. 3] până la linia Balmer Hδ. Pentru a determina temperatura și subclasa stelelor particulare din punct de vedere chimic , intensitățile liniilor Cr I pot fi comparate cu liniile Fe I, deoarece abundența cromului este de obicei legată de abundența fierului, chiar și pentru stelele cu compoziție chimică anormală [9] .

Clasele de luminozitate

Magnitudinele stelare absolute ale stelelor din secvența principală din clasa G5 sunt de 5,2 m , pentru giganți din aceeași clasă este de 0,4 m , pentru supergiganți este mai strălucitoare de −3,9 m (vezi mai jos ) [10] .

Stelele din clasa G din diferite clase de luminozitate pot fi distinse prin metode spectroscopice : odată cu creșterea luminozității stelelor din clasa G, liniile Sr II și cyan devin mai puternice. Cea mai eficientă separare a claselor de luminozitate este asigurată de liniile Y II, nu numai datorită faptului că acestea cresc semnificativ odată cu creșterea luminozității, ci și datorită faptului că raportul dintre intensitățile Y II și Fe I nu este practic afectat de anomalii în compoziția chimică a stelelor. Tot în spectrele stelelor strălucitoare pentru liniile H și K ale ionului Ca II are loc efectul Wilson-Bupp , în care se observă o emisie slabă în centrul liniei de absorbție [11] .

Denumiri și caracteristici suplimentare

Giganții de clasă G se dovedesc uneori a fi particulari din punct de vedere chimic : ca rezultat al convecției, substanța pe care steaua a produs-o în adâncuri în trecut poate apărea la suprafață. Acesta poate fi carbon sau elemente care decurg din procesul s . Există stele cu linii de cianură anormal de puternice sau, dimpotrivă, slabe; în acest din urmă caz, liniile moleculei CH pot fi deosebit de slabe, ceea ce se explică prin faptul că moleculele de CN sunt formate în primul rând din carbon, și nu moleculele de CH. Există o subclasă de stele de bariu : liniile Ba II sunt deosebit de puternice în ele și liniile Sr II și CN sunt adesea îmbunătățite, precum și, într-o măsură mai mică, Y II și CH. Un astfel de set de elemente poate indica faptul că acestea sunt aduse la suprafață prin scoatere în timpul etapei de ramificare gigant asimptotic . În același timp, sunt întâlnite și stele din secvența principală de bariu , pentru care un astfel de scenariu este imposibil, dar pentru ele anomaliile în compoziția chimică pot fi explicate prin schimbul de materie în sistemul binar . În cele din urmă, stelele din clasa G pot aparține populației extreme II (vezi mai jos ) și să conțină o cantitate foarte mică de elemente grele, datorită cărora se observă un număr foarte mic de linii în spectru [12] .

În orice caz, pentru a descrie particularitatea chimică, se folosesc indici care conțin informații despre elementul a cărui abundență se observă anomalii și numere care caracterizează magnitudinea anomaliei. De exemplu, indicele Ba 2+ și înseamnă linii puternice de bariu, iar indicii CH−2 și CH−3 înseamnă linii CH slabe, iar în al doilea caz sunt mai slabe decât în ​​primul [12] .

Caracteristici fizice

Tipul spectral G este destul de eterogen în ceea ce privește parametrii fizici ai stelelor. De exemplu, piticele galbene  sunt stele din secvența principală de clasă G cu mase de 0,8–1,1 M ⊙ , luminozități în intervalul de aproximativ 0,4 până la 1,5 L ⊙ și durate de viață de aproximativ 10 miliarde de ani sau mai mult [13] [14 ] . Astfel de stele pot aparține atât populației I , cât și populației mai vechi și sărace în metale II și, eventual, populației ipotetice III , care ar trebui să fie formată din primele stele ale Universului [15] . Piticele galbene sunt una dintre principalele ținte ale căutării civilizațiilor extraterestre în programele SETI [16] .

Giganții și supergiganții din clasa G sunt reprezentați de diferite tipuri de stele. De exemplu, stelele părții roșii a ramului orizontal  sunt giganți de tip G aparținând populației II, în timp ce stelele grupului roșu aparțin populației I [17] [18] . Supergiganții pot fi atât stele masive, evoluate, cât și stele de masă mică care au coborât din ramura gigant asimptotică . Giganții și supergiganții de clasă G pot prezenta variabilitate precum Cefeidele sau ca stelele RV Tauri [19] [20] .

Stelele de clasa G reprezintă 7,3% din numărul total de stele din Calea Lactee [21] . Ponderea lor în rândul stelelor observate este mai mare: de exemplu, în catalogul Henry Draper , care include stele cu o magnitudine aparentă de până la 8,5 m , aproximativ 14% dintre stele aparțin clasei G [22] [23] .

Exemple

Soarele  este steaua centrală a sistemului solar , cea mai apropiată de Pământ și cea mai strălucitoare pentru observatorii terestre - o pitică galbenă din clasa G2V [24] . Următoarea cea mai apropiată stea de clasă G este Alpha Centauri A , la 1,34 parsecs distanță (4,37 ani lumină ). Este, de asemenea, cea mai strălucitoare stea din această clasă de pe cerul nopții: magnitudinea sa aparentă este de 0,00 m [22] [25] .

În plus, piticii din clasa G includ, de exemplu, Kappa¹ Ceti (G5V) [26] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [27] aparține giganților , iar Epsilon Gemini (G8Ib) [28] aparține supergiganților .

Note

Comentarii

1. ↑ O cifră romană după un element indică gradul său de ionizare. I este un atom neutru, II este un element ionizat individual, III este dublu ionizat și așa mai departe.
2. ↑ Subclasele anterioare și ulterioare includ stele cu temperaturi mai scăzute și, respectiv, mai ridicate. Cu cât numărul care indică subclasa este mai mare, cu atât este mai târziu.
3. ↑ Într-o notație similară, după λ vine lungimea de undă a liniei studiate în angstromi .

Surse

1. ↑ Clasificarea stelară  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 14 iulie 2021. Arhivat din original la 3 mai 2021.
2. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 567-569.
4. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 259-264.
5. ↑ Darling D. Tip spectral . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 14 aprilie 2021. Arhivat din original la 15 aprilie 2021. (nedefinit)
6. ↑ 12 Karttunen și colab., 2007 , p. 210.
7. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 369-373.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 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: secolul XXI. - Ed. a 3-a. - Fryazino: Vek 2, 2015. - S. 151. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
14. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Stele: structura, viața și moartea lor . Secvența principală . Astronet . Preluat la 16 iulie 2021. Arhivat din original la 29 iunie 2020. (nedefinit)
15. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 281-283.
16. ↑ Dragul D. Gstar . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 iulie 2021. Arhivat din original la 12 februarie 2021. (nedefinit)
17. ↑ M. Salaris, S. Cassisi. Evoluția stelelor și a populațiilor stelare  (engleză) . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - P. 163-167, 305. - 388 p. — 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 Clump  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1998. - 20 martie ( vol. 496 , iss. 1 ). — P. 428–448 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/305347 . Arhivat din original pe 17 iulie 2021.
19. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 283-289.
20. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 402.
21. ↑ Darling D. Numbers of stars . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 9 iunie 2021. (nedefinit)
22. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-51, 78. Cambridge University Press . Preluat la 16 iulie 2021. Arhivat din original la 29 decembrie 2010. (nedefinit)
23. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 216.
24. ↑ Dragul D. Sun. Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 iulie 2021. Arhivat din original la 22 aprilie 2021. (nedefinit)
25. ↑ Dragul D. Alpha Centauri . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 iulie 2021. Arhivat din original la 28 ianuarie 2021. (nedefinit)
26. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Preluat la 14 iulie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021. (nedefinit)
27. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Preluat la 14 iulie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021. (nedefinit)
28. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Preluat la 14 iulie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021. (nedefinit)
29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 556-562.

Literatură

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Grey RO, Corbally CJ Clasificare spectrală stelară . - Princeton • Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 p. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — ediția a 5-a. - Berlin • Heidelberg • N. Y. : Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .