Las estrellas de tipo espectral G tienen temperaturas superficiales entre 5000 y 6000 K y son de color amarillo. En el espectro de tales estrellas, las líneas de metal son visibles, principalmente calcio ionizado, y las líneas de hidrógeno son visibles, pero no se destacan del resto. Desde un punto de vista físico, la clase G es bastante heterogénea e incluye varias estrellas de población I y población II . El Sol pertenece a la clase G.
El tipo espectral G incluye estrellas con temperaturas de 5000–6000 K. El color de las estrellas de esta clase es amarillo, los índices de color B−V son de unos 0,6 m [1] [2] [3] .
Las más claramente visibles en el espectro de tales estrellas son las líneas de metales, en particular, hierro , titanio y, en particular , las líneas de Fraunhofer H y K del ion Ca II [comm. 1] . Se observan las líneas de la molécula CH , y las líneas de cian se pueden ver en los espectros de estrellas gigantes [4] . Las líneas de hidrógeno son débiles y no se destacan entre las líneas de metal [5] [6] [7] . Las líneas de metal se intensifican hacia los últimos [comm. 2] subclases espectrales [8] .
Las líneas H y K del ion Ca II alcanzan una intensidad máxima en la subclase G0 [6] , pero son difíciles de usar para determinar la subclase, ya que su intensidad en la clase G varía poco con la temperatura. Las líneas de hidrógeno se debilitan notablemente hacia las últimas subclases, mientras que las líneas de varios metales neutros se vuelven más fuertes. Por lo tanto, las líneas de Ca I, Fe I o Mg I solas, o la relación de sus intensidades con las intensidades de la línea de hidrógeno, se pueden usar para determinar la subclase: por ejemplo, Fe l λ4046 [comm. 3] a la línea de Balmer Hδ. Para determinar la temperatura y subclase de estrellas químicamente peculiares , se pueden comparar las intensidades de las líneas Cr I con las líneas Fe I, ya que la abundancia de cromo suele estar relacionada con la abundancia de hierro, incluso para estrellas con composición química anómala [9] .
Las magnitudes estelares absolutas de las estrellas de la secuencia principal de la clase G5 son 5,2 m , para las gigantes de la misma clase es de 0,4 m , para las supergigantes es más brillante que −3,9 m (ver más abajo ) [10] .
Las estrellas de clase G de diferentes clases de luminosidad se pueden distinguir mediante métodos espectroscópicos : con un aumento de la luminosidad en las estrellas de clase G, las líneas Sr II y cian se vuelven más fuertes. La separación más eficiente de las clases de luminosidad la proporcionan las líneas Y II, no solo por el hecho de que aumentan significativamente con el aumento de la luminosidad, sino también por el hecho de que la relación de intensidades Y II a Fe I prácticamente no se ve afectada por anomalías en la composición química de las estrellas. También en los espectros de estrellas brillantes para las líneas H y K del ion Ca II se produce el efecto Wilson-Bupp , en el que se observa una emisión débil en el centro de la línea de absorción [11] .
Los gigantes de clase G a veces resultan ser químicamente peculiares : como resultado de la convección, la sustancia que la estrella produjo en las profundidades en el pasado puede aparecer en la superficie. Esto puede ser carbono o elementos que surgen del proceso s . Hay estrellas con líneas de cianuro anormalmente fuertes o, por el contrario, débiles; en este último caso, las líneas de la molécula de CH pueden ser especialmente débiles, lo que se explica por el hecho de que las moléculas de CN se forman a partir de carbono en primer lugar, y no de moléculas de CH. Hay una subclase de estrellas de bario : las líneas Ba II son especialmente fuertes en ellas y las líneas Sr II y CN suelen estar realzadas, así como, en menor medida, Y II y CH. Tal conjunto de elementos puede indicar que son traídos a la superficie al sacarlos durante la etapa asintótica de la rama gigante . Al mismo tiempo, también se encuentran estrellas de secuencia principal de bario , para las cuales tal escenario es imposible, pero para ellas las anomalías en la composición química pueden explicarse por el intercambio de materia en el sistema binario . Finalmente, las estrellas de clase G pueden pertenecer a la población extrema II (ver más abajo ) y contener una cantidad muy pequeña de elementos pesados, por lo que se observa un número muy pequeño de líneas en el espectro [12] .
En cualquier caso, para describir la peculiaridad química se utilizan índices que contienen información sobre el elemento cuya abundancia se observan anomalías y números que caracterizan la magnitud de la anomalía. Por ejemplo, el índice Ba 2+ y significa líneas fuertes de bario, y los índices CH−2 y CH−3 significan líneas débiles de CH, y en el segundo caso son más débiles que en el primero [12] .
El tipo espectral G es bastante heterogéneo en cuanto a los parámetros físicos de las estrellas. Por ejemplo, las enanas amarillas son estrellas de secuencia principal de clase G con masas de 0,8 a 1,1 M ⊙ , luminosidades en el rango de aproximadamente 0,4 a 1,5 L ⊙ y vidas útiles de aproximadamente 10 000 millones de años o más [13] [14 ] . Tales estrellas pueden pertenecer tanto a la población I como a la población II más vieja y pobre en metales y, posiblemente, a la población hipotética III , que debería consistir en las primeras estrellas del Universo [15] . Las enanas amarillas son uno de los principales objetivos de la búsqueda de civilizaciones extraterrestres en los programas SETI [16] .
Los gigantes y supergigantes de clase G están representados por varios tipos de estrellas. Por ejemplo, las estrellas de la parte roja de la rama horizontal son gigantes de tipo G pertenecientes a la población II, mientras que las estrellas del cúmulo rojo pertenecen a la población I [17] [18] . Las supergigantes pueden ser estrellas evolucionadas masivas y estrellas de baja masa que han descendido de la rama gigante asintótica . Los gigantes y las supergigantes de clase G pueden exhibir una variabilidad como las Cefeidas o como las estrellas RV Tauri [19] [20] .
Las estrellas de clase G constituyen el 7,3% del número total de estrellas de la Vía Láctea [21] . Su participación entre las estrellas observadas es mayor: por ejemplo, en el catálogo de Henry Draper , que incluye estrellas con una magnitud aparente de hasta 8,5 m , alrededor del 14 % de las estrellas pertenecen a la clase G [22] [23] .
| clase espectral | Magnitud absoluta , m | Temperatura, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | tercero | yo | V | tercero | yo | |
| G0 | 4.4 | 0.6 | −4,1…−8,0 | 5900 | 5800 | 5590 |
| G1 | 4.5 | 0.5 | −4,1…−8,0 | 5800 | 5700 | 5490 |
| G2 | 4.7 | 0.4 | −4,0…−8,0 | 5750 | 5500 | 5250 |
| G3 | 4.9 | 0.4 | −4,0…−8,0 | |||
| G4 | 5.0 | 0.4 | −3,9…−8,0 | |||
| G5 | 5.2 | 0.4 | −3,9…−8,0 | 5580 | 5200 | 5000 |
| G6 | 5.3 | 0.4 | −3,8…−8,0 | |||
| G7 | 5.5 | 0.3 | −3,8…−8,0 | |||
| G8 | 5.6 | 0,8…−0,4 | −3,7…−8,0 | 5430 | 4950 | 4700 |
| G9 | 5.7 | 0,8…−0,4 | −3,7…−8,0 | 5350 | ||
El Sol es la estrella central del sistema solar , la más cercana a la Tierra y la más brillante para los observadores terrestres: una enana amarilla de la clase G2V [24] . La siguiente estrella de clase G más cercana es Alpha Centauri A , a 1,34 parsecs de distancia (4,37 años luz ). También es la estrella más brillante de esta clase en el cielo nocturno: su magnitud aparente es de 0,00 m [22] [25] .
Además, las enanas de clase G incluyen, por ejemplo, Kappa¹ Ceti (G5V) [26] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [27] pertenece a las gigantes , y Epsilon Gemini (G8Ib) [28] pertenece a las supergigantes .
| clase espectral | Clase de luminosidad | ||
|---|---|---|---|
| V | tercero | yo | |
| G0 | Sabuesos Beta | 81 Piscis | Beta Acuario |
| G2 | Sol | alfa acuario | |
| G3 | 16 Cisne B | HR 4742 | |
| G4 | 70 Virgo | ||
| G5 | Kappa¹ Kita | 9 pegaso | |
| G8 | 61 Osa Mayor | Vindemiatrix | épsilon géminis |
| G9 | Delta del Fénix | ||
| Clasificación espectral de estrellas | |
|---|---|
| Principales clases espectrales | |
| Tipos espectrales adicionales | |
| Clases de luminosidad | |