Eigenschaften von G-Sternen im Überblick

  • Temperatur der Photosphäre: 4'900K bis 6'000K
  • Strahlungsmaximum: ca. 5'800Å (Gelb)
  • B-V Index: +0.7 => Farbe: gelblich
  • Typische Spektrallinien: Calcium I und elementare Metalle

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G0 IV Zeta Herculis

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G8 III Alpha Aurigae (Capella)

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G9 III Epsilon Virginis

Während die Stärke der Spektrallinien von ionisierten Metallen sowie der Wasserstofflinien (H) bei tiefer werdenden Temperaturen stetig abnimmt, können im Gegensatz dazu immer mehr Absorptionslinien von elementaren Metallen erkannt werden. Dieses Phänomen, das durch die geringere Temperatur der Sterne verursacht wird, ist in der Spektralklasse G gut zu erkennen. Waren die Spektren von B-, A- und F-Sternen von Linien der Balmerserie dominiert, so sind es nun Absorptionslinien von Kalzium (Ca I), Natrium (Na I) und Eisen (Fe I), die sofort ins Auge stechen.

In Spektren von G-, insbesondere aber von K- und M-Sternen, kommen zunehmend mehr Molekülbanden vor. Dies ist nicht verwunderlich, zerstört doch die hochenergetische Strahlung früher Spektralklassen Moleküle sofort nach ihrer Entstehung. Das G-Band ist - wie in der Spektralklasse F - der auffälligste Hinweis auf das Vorkommen des robusten CH-Moleküls in der Sternatmosphäre.

Sonnenähnliche Sterne

G-Sterne haben mit einer Temperatur um 5'500K eine relativ geringe Leuchtkraft. Ein kleiner Brennstoffverbrauch genügt, um diese Temperatur aufrechter zu erhalten, so dass die Lebenserwartung von G-Sternen rund 10 Milliarden Jahre beträgt - glücklicherweise, muss beigefügt werden, denn sonst wäre es Ihnen jetzt nicht möglich, diese Seite zu lesen: Die Sonne, ein gewöhnlicher Hauptreihenstern der Spektralklasse G2, hätte nämlich all ihre Wasserstoffvorräte bereits aufgebraucht und wäre schon längst zu einem Weissen Zwerg (Informationen dazu unter Spektralklasse A) verkümmert.

Unsere Sonne ist nicht nur für das Leben auf der Erde unabdingbar, sondern hat unser spektrographisches Wissen stark bereichern können. Bereits 1814 entdeckte Fraunhofer 576 Linien im Spektrum der Sonne (Geschichte der Spektrographie) - heute kennen wir deren 50'000! Diese stammen alle von den rund 70 Elementen, die in der Sonnenatmosphäre nachgewiesen werden konnten. Das Edelgas Helium wurde sogar zuerst auf der Sonne entdeckt, bevor es auf der Erde bekannt war. Es verdankt seine Entdeckung seiner Absorptionslinie im gelben Wellenbereich des Sonnenspektrums und wurde daher nach dem altgriechischen Wort für Sonne, Helios, benannt.

Da der Abstand der Erde von der Sonne, in astronomischen Dimensionen betrachtet, extrem klein ist, können wir dementsprechend viele Daten mit hoher Präzision bestimmen. Ein Beispiel hierfür ist die Rotationsgeschwindigkeit. Sie beträgt am Äquator 2km/s, an den Polen deutlich weniger. Die Sonne vollführt also am Äquator in etwa 25 Tagen und an den Polen in etwa 30 Tagen eine Rotation. Der Grund für die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten ist das Magnetfeld, das durch die Rotation gedehnt wird und somit die Drehung an den Polregionen abbremst.

Dank der an der Sonne erhobenen, besonders genauen Daten können Rückschlüsse auf andere, Lichtjahre weit entfernte Sterne gezogen werden. Somit sind besonders die Eigenschaften von G-Hauptreihensternen, denen die Sonne ja angehört, besonders gut bekannt.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm fällt auf, dass sich der Riesenstrang bei abnehmender Temperatur vom Hauptreihenstrang entfernt. G-Riesen sind so im Vergleich zu G-Hauptreihensternen etwa sechs Mal heller und besitzen einen Durchmesser von über einer astronomischen Einheit (500 Mal Sonnendurchmesser)!

Galerie von Sternen der Spektralklasse G

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G0 Ib Beta Aquarii

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G0 IV Zeta Herculis

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G1 II Epsilon Leonis

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G2 Ia0e Rho Cassiopeiae

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G2 Ib Alpha Aquarii

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G2 II/III Eta Pegasi

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G2 V Sonne via Mars

Da die Sonne als nicht punktförmiges Objekt mit einem (spaltlosen) Objektivprisma nicht spektrographiert werden kann, wurde stattdessen Mars verwendet, der das Sonnenlicht nur geringfügig modifiziert reflektiert (der Einfluss der dünnen Marsatmosphäre kann bei geringer spektraler Auflösung vernachlässigt werden). Mars war zum Zeitpunkt der Aufnahme scheinbar so klein, dass ein einigermassen scharfes Spektrum entstand.

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G3 Ib Alpha Capricorni

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G5 V 61 Virginis

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G8 III Alpha Aurigae (Capella)

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G8 III Beta Herculis

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G8 III Gamma Persei

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G9 III Epsilon Virginis

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G9 IVvar Beta Aquilae


Spektralklassen im Überblick - Quellen