G-type hovedsekvensstjerne- G-type main-sequence star

The Sun , et typisk eksempel på en gul dverg

En G-type hovedsekvensstjerne (Spektral type: GV), ofte kalt en gul dverg , eller G-stjerne, er en hovedsekvensstjerne (lysstyrke klasse V) av spektraltype G. En slik stjerne har omtrent 0,9 til 1,1 solcelle masser og en effektiv temperatur mellom ca. 5300 og 6000 K . Som andre hovedsekvensstjerner konverterer en hovedsekvensstjerne av G-typen elementet hydrogen til helium i kjernen ved hjelp av kjernefusjon . The Sun , stjernen til hvilken jorden er gravitasjonsmessig bundet i Solar systemet , er et eksempel på en gul dverg (G2v type). Hvert sekund smelter solen omtrent 600 millioner tonn hydrogen til helium i en prosess kjent som proton -protonkjeden (4 hydrogener danner 1 helium), og omdanner omtrent 4 millioner tonn materie til energi . Foruten solen inkluderer andre kjente eksempler på G-type hovedsekvensstjerner Alpha Centauri A , Tau Ceti og 51 Pegasi .

Begrepet gul dverg er en misvisende navn, fordi G-type stjerner faktisk varierer i farge fra hvitt, for mer lysende typer som Solen, til bare veldig svakt gul for de mindre massive og lysende G-typen hovedsekvensstjernene. Solen er faktisk hvit, men den kan ofte virke gul, oransje eller rød gjennom jordens atmosfære på grunn av atmosfærisk Rayleigh -spredning , spesielt ved soloppgang og solnedgang. I tillegg, selv om begrepet "dverg" brukes til å kontrastere gule hovedsekvensstjerner med gigantiske stjerner , overstråler gule dverger som Solen 90% av stjernene i Melkeveien (som stort sett er mye svakere oransje dverger , røde dverger og hvite dverger , sistnevnte er stjernerester ).

En G-type hovedsekvensstjerne vil smelte hydrogen i omtrent 10 milliarder år, til den er oppbrukt i midten av stjernen. Når dette skjer, ekspanderer stjernen raskt og avkjøles når den passerer gjennom den gigantiske grenen og til slutt ekspanderer til mange ganger sin tidligere størrelse på spissen av den røde gigantfasen , omtrent 1 milliard år etter at den forlot hovedsekvensen. Etter dette tenner stjernens degenererte heliumkjerne brått i et heliumglimt , og stjernen går videre til den horisontale grenen , og deretter til den asymptotiske gigantgrenen . Stjernens tyngdekraft utvides enda mer når den pulserer voldsomt, og er ikke tilstrekkelig til å holde den ytre konvolutten, noe som resulterer i betydelig massetap. Det utstøtte materialet forblir som en planetarisk tåke og stråler ut når det absorberer energiske fotoner fra fotosfæren. Etter hvert begynner kjernen å falme ettersom kjernefysiske reaksjoner opphører og blir en tett, kompakt hvit dverg , som langsomt avkjøles fra den høye utgangstemperaturen.

Spektrale standardstjerner

Det reviderte Yerkes Atlas-systemet (Johnson & Morgan 1953) oppførte 11 dvergspektralstandardstjerner av G-type ; Imidlertid er ikke alle disse fremdeles i samsvar med denne betegnelsen.

"Ankerpunktene" i MK-spektralklassifiseringssystemet blant dvergstjernene av hovedsekvensen av G-typen , dvs. de standardstjernene som har vært uendret over år, er beta CVn (G0V), Solen (G2V), Kappa1 Ceti (G5V ), 61 Ursae Majoris (G8V). Andre primære MK -standardstjerner inkluderer HD 115043 (G1V) og 16 Cygni B (G3V). Valgene mellom G4 og G6 dvergstandarder har endret seg noe gjennom årene blant ekspertklassifiseringer, men ofte brukte eksempler inkluderer 70 Virginis (G4V) og 82 Eridani (G8V). Det er ennå ikke noen generelt enige om G7V- og G9V -standarder.

Planeter

Foruten solen inkluderer noen av de nærmeste stjernene av G-type som er kjent for å ha planeter 61 Virginis , HD 102365 , HD 147513 , 47 Ursae Majoris , Mu Arae og Tau Ceti .

Se også

Referanser

Eksterne linker

Medier relatert til gule dverger på Wikimedia Commons