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G型主系列星(スペクトル型: GV) は、しばしば (そして不正確ではあるが)黄色矮星、あるいはG 星とも呼ばれ、スペクトル型G の主系列星(光度クラス V)である。このような星は、約 0.9 ～ 1.1太陽質量を持ち、有効温度は約 5,300 ～ 6,000 K (5,000 ～ 5,700 °C、9,100 ～ 10,000 °F ) である。他の主系列星と同様に、G 型主系列星は、核融合によって中心核で水素元素をヘリウムに変換する。太陽は、地球が重力で結びついている太陽系の中心にある星であり、G 型主系列星 (G2V 型) の例である。太陽は毎秒約6億トンの水素を陽子-陽子連鎖（水素4個からヘリウム1個が生成）と呼ばれるプロセスでヘリウムに融合し、約400万トンの物質をエネルギーに変換しています。[1] [2]太陽の他に、G型主系列星のよく知られた例としては、アルファケンタウリ、タウクジラ座、ペガスス座51番星などがあります。[3] [4] [5] [6]
説明
黄色矮星という用語は誤った呼び方である。なぜなら、G型星の色は、太陽のようにより明るいタイプの場合は白色から、質量も明るさもより小さいG型主系列星の場合はほんの少し黄色がかった色までの範囲であるからである。[7]太陽は実際には白色であるが、地球の大気圏では、特に日の出と日の入りのときに大気レイリー散乱により、黄色、オレンジ色、または赤色に見えることが多い。[8] [9] [10]さらに、「矮星」という用語はG型主系列星と巨星またはそれより大きい星を対比するために使用されているが、太陽に似た星は、天の川銀河の星の90％よりもまだ明るい（天の川銀河の星の大部分は、はるかに暗いオレンジ矮星、赤色矮星、およびはるかに一般的な白色矮星であり、後者は恒星残骸である）。[11]
太陽の質量を持つG型主系列星は、約100億年かけて水素を融合し、最終的に星の中心部の水素元素が枯渇する。これが起こると、星は急速に膨張し、準巨星分枝を通過するにつれて冷えて暗くなり、最終的には主系列を離れてから約10億年後の赤色巨星段階の先端で以前よりも何倍もの大きさに膨張する。この後、星の縮退したヘリウム核が突然ヘリウムフラッシュで点火してヘリウムを融合し、星は水平分枝、次に漸近巨星分枝に進む。激しく脈動しながらヘリウムが枯渇し始めるとさらに膨張し、星の重力では外層を保持できなくなり、大幅な質量損失と放出が発生する。放出された物質は惑星状星雲として残り、光球からエネルギー光子を吸収して放射する。最終的に、核反応が止まると核は消え始め、高密度でコンパクトな白色矮星となり、星雲が消えるにつれて初期の高温からゆっくりと冷却されます。[12] [13]
スペクトル標準星
改訂されたヤーキス・アトラス・システム（ジョンソン＆モーガン1953）[16]には11個のG型矮星スペクトル標準星が記載されているが、これらすべてが今でもこの指定に厳密に従っているわけではない。
MKスペクトル分類システムのG型主系列矮星、つまり長年にわたって変化していない標準星における「アンカーポイント」は、キャラ（G0V）、太陽（G2V）、くじら座κ1番星（G5V）、おおぐま座61番星（G8V）です。[17]その他の主要なMK標準星には、HD 115043（G1V）と16 Cygni B（G3V）があります。[18] G4およびG6矮星の標準の選択は、専門の分類者の間で長年にわたってわずかに変化してきましたが、よく使用される例としては、70 Virginis（G4V）と82 Eridani（G6V）があります。G7VおよびG9Vの標準については、まだ一般的に合意された基準はありません。
居住性
G型主系列星は、地球の生命が存在する太陽のように、生命が発達するための居住性を提供することができます。[19]また、これらの星の寿命は79億年から130億年と、生命が発達するのに十分な時間を与えてくれます。私たちの太陽の寿命は約100億年です。[20]
惑星
太陽とその惑星の他に、惑星を持つことが知られている最も近いG型恒星には、 61 Virginis、HD 102365、HD 147513、Chalawan、Cervantes、Tau Cetiなどがあります。
参照
参考文献
- ^ 「なぜ太陽は輝くのか？」Wayback Machineに2006年9月9日にアーカイブ、講義、Barbara Ryden、天文学162、オハイオ州立大学、2007年6月19日にオンラインでアクセス。
- ^ 「Sun」 Wayback Machineで2007年6月16日にアーカイブ、ARICNSのエントリ、2007年6月19日にアクセス。
- ^ 「Alpha Centauri A」Wayback Machineで2019年4月28日にアーカイブ、SIMBADクエリ結果。2007年12月4日にオンラインでアクセス。
- ^ 「Tau Ceti」 Wayback Machineで2019年4月28日にアーカイブ、SIMBADクエリ結果。2007年12月4日にオンラインでアクセス。
- ^ 「51 Pegasi」Wayback Machineで2019年4月28日にアーカイブ、SIMBADクエリ結果。2007年12月4日にアクセス。
- ^ 「タイプGスター」www.whillyard.com . 2022年4月22日閲覧。
- ^ What Color Are the Stars? Archived 2017-08-06 at the Wayback Machine、Mitchell N. Charity のウェブページ、2007 年 11 月 25 日アクセス
- ^ ケイン、フレイザー。「太陽は何色か？」。ユニバース・トゥデイ。2012年3月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2017年11月6日閲覧。
- ^ 「太陽は何色か?」スタンフォード大学。2017年10月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年11月6日閲覧。
- ^ディサナイケ、ジョージ（1991 年10月19日）。「空を赤く塗る」。ニューサイエンティスト。132 （1791）：31-33。
- ^ 「More G Stars | StarDate Online」. stardate.org . 2022年4月22日閲覧。
- ^ Hurley, JR; Pols, OR; Tout, CA (2000 年 7 月 1 日). 「質量と金属量の関数としての恒星進化の包括的解析式」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 315 (3): 543–569. arXiv : astro-ph/0001295 . Bibcode :2000MNRAS.315..543H. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x . S2CID 18523597.
- ^ 「主系列から赤色巨星への進化 | 天文学」。courses.lumenlearning.com 。 2022年4月22日閲覧。
- ^ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (2013年9月1日). 「主系列前期星の固有色、温度、ボロメトリック補正」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 208 (1): 9. arXiv : 1307.2657 . Bibcode :2013ApJS..208....9P. doi :10.1088/0067-0049/208/1/9. ISSN 0067-0049. S2CID 119308564.
- ^ ママジェック、エリック（2021年3月2日）。「現代の平均矮星の色と有効温度の順序」ロチェスター大学、物理天文学部。 2021年7月5日閲覧。
- ^ ヤーキススペクトルアトラスの改訂システムに基づくスペクトルタイプの標準のための基本的な恒星測光法 2019-04-02ウェイバックマシンにアーカイブHL Johnson & WW Morgan、1953、Astrophysical Journal、117、313
- ^ MK ANCHOR POINTS Archived 2019-06-25 at the Wayback Machine、ロバート・F・ギャリソン
- ^ 低温星の改訂版MK型パーキンスカタログ Archived 2017-10-11 at the Wayback Machine、PC Keenan & RC McNeil、「Astrophysical Journal Supplement Series」71（1989年10月）、pp. 245–266。
- ^ Mullen, Leslie (2001年5月18日). 「銀河系居住可能ゾーン」. Astrobiology Magazine . 2011年8月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年6月1日閲覧。
- ^ 「恒星の寿命」。hyperphysics.phy -astr.gsu.edu 。 2024年7月20日閲覧。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズの黄色矮星に関連するメディア
