Spektriluokan G tähti

Spektrityypin G tähtien pintalämpötilat ovat 5000-6000 K ja ne ovat väriltään keltaisia. Tällaisten tähtien spektrissä näkyy metalliviivoja, pääasiassa ionisoitua kalsiumia, ja vetyviivat ovat näkyvissä, mutta ne eivät erotu muista. Fysikaalisesta näkökulmasta katsottuna luokka G on melko heterogeeninen ja sisältää erilaisia ​​I- ja II -populaatioiden tähtiä . Aurinko kuuluu luokkaan G.

Ominaisuudet

Spektrityyppi G sisältää tähdet, joiden lämpötila on 5000–6000 K. Tämän luokan tähtien väri on keltainen, B−V-väriindeksit ovat noin 0,6 m [1] [2] [3] .

Selkeimmin tällaisten tähtien spektrissä näkyvät metallien, erityisesti raudan , titaanin , ja erityisesti Ca II -ionin Fraunhoferin viivat H ja K [comm. 1] . CH -molekyylin viivoja havaitaan, ja syaanin viivat voidaan nähdä jättiläisten tähtien spektrissä [4] . Vetylinjat ovat heikkoja eivätkä erotu metallilinjojen joukosta [5] [6] [7] . Metalliviivat voimistuvat myöhäisiä kohti [comm. 2] spektrialaluokat [8] .

Alaluokat

Ca II -ionin H- ja K-viivat saavuttavat suurimman intensiteetin G0-alaluokassa [6] , mutta niitä on vaikea käyttää alaluokan määrittämiseen, koska niiden intensiteetti G-luokassa vaihtelee vähän lämpötilan mukaan. Vetylinjat heikkenevät huomattavasti kohti myöhäisiä alaluokkia, kun taas erilaisten neutraalien metallien viivat vahvistuvat. Siten Ca I-, Fe I- tai Mg I-linjoja yksinään tai niiden intensiteettien suhdetta vetyviivan intensiteeteihin voidaan käyttää alaluokan määrittämiseen: esimerkiksi Fe l λ4046 [comm. 3] Balmer - linjalle Hδ. Kemiallisesti omituisten tähtien lämpötilan ja alaluokan määrittämiseksi Cr I -linjojen intensiteettejä voidaan verrata Fe I -viivojen kanssa, koska kromin runsaus on yleensä suhteessa raudan runsautta, jopa tähdillä, joiden kemiallinen koostumus on poikkeava [9] .

Valoisuusluokat

G5-luokan pääsarjan tähtien absoluuttiset tähtien magnitudit ovat 5,2 m , saman luokan jättiläisillä se on 0,4 m , superjättiläisillä se on kirkkaampi kuin -3,9 m (katso alla ) [10] .

Eri valoisuusluokkien G-luokan tähdet voidaan erottaa spektroskooppisilla menetelmillä: G-luokan tähtien valoisuuden kasvaessa Sr II- ja syaaniviivat vahvistuvat. Tehokkaimman valoisuusluokkien erottelun tarjoavat Y II -viivat, ei pelkästään siitä syystä, että ne lisääntyvät merkittävästi valoisuuden kasvaessa, vaan myös siitä syystä, että Y II:n ja Fe I -intensiteettien suhteeseen ei käytännössä vaikuta poikkeavuuksia tähtien kemiallisessa koostumuksessa. Myös Ca II -ionin H- ja K-linjojen kirkkaiden tähtien spektrissä tapahtuu Wilson-Bupp-ilmiö , jossa havaitaan heikko emissio absorptioviivan keskellä [11] .

Muut nimitykset ja ominaisuudet

Luokan G jättiläiset osoittautuvat joskus kemiallisesti omituisiksi : konvektion seurauksena pinnalle voi ilmaantua tähti menneisyydessä syvyyksissä tuottamaa ainetta. Tämä voi olla hiiltä tai s-prosessista peräisin olevia alkuaineita . On tähtiä, joilla on epätavallisen vahvat tai päinvastoin heikot syanidiviivat; jälkimmäisessä tapauksessa CH-molekyylin linjat voivat olla erityisen heikkoja, mikä selittyy sillä, että CN-molekyylejä muodostuu ensisijaisesti hiilestä, ei CH-molekyyleistä. On olemassa bariumtähtien alaluokka : Ba II- linjat ovat niissä erityisen vahvoja ja Sr II- ja CN-linjat ovat usein voimistuneet, samoin kuin vähemmässä määrin Y II ja CH. Tällainen elementtijoukko voi viitata siihen, että ne tuodaan pintaan kauhaamalla pois asymptoottisen jättihaaravaiheen aikana . Samalla kohdataan myös bariumin pääsarjan tähtiä , joille tällainen skenaario on mahdoton, mutta niille kemiallisen koostumuksen poikkeamat selittyvät aineen vaihdolla binäärijärjestelmässä . Lopuksi luokan G tähdet voivat kuulua äärimmäiseen populaatioon II (katso alla ) ja sisältää hyvin pienen määrän raskaita alkuaineita, minkä vuoksi spektrissä havaitaan hyvin pieni määrä viivoja [12] .

Joka tapauksessa kemiallisen erikoisuuden kuvaamiseen käytetään indeksejä, jotka sisältävät tietoa alkuaineesta, jonka runsauspoikkeamia havaitaan, sekä numeroita, jotka kuvaavat poikkeaman suuruutta. Esimerkiksi indeksi Ba 2+ ja tarkoittaa vahvoja bariumin viivoja ja indeksit CH−2 ja CH−3 tarkoittavat heikkoja CH-viivoja, ja toisessa tapauksessa ne ovat heikompia kuin ensimmäisessä [12] .

Fyysiset ominaisuudet

Spektrityyppi G on melko heterogeeninen tähtien fysikaalisten parametrien suhteen. Esimerkiksi keltaiset kääpiöt  ovat G-luokan pääsarjan tähtiä, joiden massa on 0,8–1,1 M⊙ , valovoimakkuus alueella noin 0,4–1,5 L⊙ ja elinikä noin 10 miljardia vuotta tai kauemmin [ 13] [14] . Sellaiset tähdet voivat kuulua sekä populaatioon I että vanhempaan ja metalliköyhään populaatioon II ja mahdollisesti hypoteettiseen populaatioon III , jonka pitäisi koostua maailmankaikkeuden ensimmäisistä tähdistä [15] . Keltaiset kääpiöt ovat yksi tärkeimmistä maapallon ulkopuolisten sivilisaatioiden etsinnän kohteista SETI -ohjelmissa [16] .

G-luokan jättiläisiä ja superjättiläisiä edustavat erityyppiset tähdet. Esimerkiksi vaakahaaran punaisen osan tähdet ovat  G-tyypin jättiläisiä, jotka kuuluvat populaatioon II, kun taas punaisen joukon tähdet kuuluvat populaatioon I [17] [18] . Superjättiläiset voivat olla sekä massiivisia, kehittyneitä tähtiä että pienimassaisia ​​tähtiä, jotka ovat polveutuneet asymptoottisesta jättiläishaarasta . Jättiläiset ja G-luokan superjättiläiset voivat osoittaa vaihtelua, kuten kefeidit tai kuten RV Tauri -tähdet [19] [20] .

Luokan G tähdet muodostavat 7,3 % Linnunradan tähtien kokonaismäärästä [21] . Niiden osuus havaituista tähdistä on suurempi: esimerkiksi Henry Draperin luettelossa , joka sisältää tähdet, joiden näennäinen magnitudi on jopa 8,5 m , noin 14 % tähdistä kuuluu G-luokkaan [22] [23] .

Esimerkkejä

Aurinko  on aurinkokunnan keskustähti , lähimpänä Maata ja kirkkain maanpäällisille havainnoijille - G2V-luokan keltainen kääpiö [24] . Seuraavaksi lähin G-luokan tähti on Alpha Centauri A , 1,34 parsekin (4,37 valovuoden ) päässä. Se on myös tämän luokan kirkkain tähti yötaivaalla: sen näennäinen magnitudi on 0,00 m [22] [25] .

Lisäksi luokan G kääpiöitä ovat esimerkiksi Kappa¹ Ceti (G5V) [26] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [27] kuuluu jättiläisille ja Epsilon Gemini (G8Ib) [28] kuuluu superjättiläisille .

Muistiinpanot

Kommentit

1. ↑ Roomalainen numero elementin perässä ilmaisee sen ionisaatioasteen. I on neutraali atomi, II on yksi-ionisoitu alkuaine, III on kaksinkertaisesti ionisoitunut ja niin edelleen.
2. ↑ Aikaisemmat ja myöhemmät alaluokat sisältävät tähdet, joiden lämpötila on alhaisempi ja korkeampi. Mitä suurempi alaluokkaa kuvaava luku, sitä myöhempi se on.
3. ↑ Samanlaisessa merkinnässä λ:n jälkeen tulee tutkittavan viivan aallonpituus angströmeinä .

Lähteet

1. ↑ Tähtiluokitus  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 14. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 3. toukokuuta 2021.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 567-569.
4. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259-264.
5. ↑ Darling D. Spektrityyppi . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 14. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 15. huhtikuuta 2021. (määrätön)
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. Tähtitiede: XXI vuosisata. - 3. painos - Fryazino: Vek 2, 2015. - S. 151. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
14. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Tähdet: niiden rakenne, elämä ja kuolema . Pääsarja . Astronetti . Haettu 16. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2020. (määrätön)
15. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 281-283.
16. ↑ Rakas D. Gstar . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 16. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 12. helmikuuta 2021. (määrätön)
17. ↑ M. Salaris, S. Cassisi. Tähtien ja tähtipopulaatioiden evoluutio  (englanniksi) . - 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 Clump  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1998. - 20. maaliskuuta ( nide 496 , painos 1 ). — s. 428–448 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/305347 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. heinäkuuta 2021.
19. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 283-289.
20. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 402.
21. ↑ Rakas D. Tähtien lukumäärät . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 13. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2021. (määrätön)
22. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-51, 78. Cambridge University Press . Haettu 16. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2010. (määrätön)
23. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 216.
24. ↑ Rakas D. Sun. Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 16. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 22. huhtikuuta 2021. (määrätön)
25. ↑ Rakas D. Alpha Centauri . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 16. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2021. (määrätön)
26. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Haettu 14. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021. (määrätön)
27. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Haettu 14. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021. (määrätön)
28. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Haettu 14. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021. (määrätön)
29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 556-562.

Kirjallisuus

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Gray RO, Corbally CJ Tähtien spektriluokitus . - 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. painos. - Berliini • Heidelberg • N. Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .