G tipli əsas ardıcıllıq ulduzu [a] spektral G tipli əsas ardıcıllıq ulduzudur . Spektral parlaqlıq sinfiV-dir Belə bir ulduzun təxminən 0,9 ilə 1,1 günəş kütləsi və təxminən 5,300 and 6,000 K (5,030 and 5,730 °C; 9,080 and 10,340 °F) arasında effektiv temperaturu var. Digər əsas ardıcıllıq ulduzları kimi, G tipli əsas ardıcıllıq ulduzu da nüvə birləşməsi yolu ilə nüvəsindəki hidrogen elementini heliuma çevirir. Günəş G tipli əsas ardıcıllıq ulduzuna (daha dəqiq desək, G2V ulduzuna) nümunədir. Günəş hər saniyədə proton-proton zənciri (4 hidrogen 1 helium əmələ gətirir) adlanan prosesdə təxminən 600 milyon ton hidrogeni heliuma çevirir və təxminən 4 milyon ton maddəni enerjiyə çevirir . Günəşdən başqa, G tipli əsas ardıcıllıq ulduzlarının digər tanınmış nümunələrinə Alfa Sentavr, Tau Ceti və 51 Pegasi daxildir. Təsviri "Sarı cırtdan" termini səhv adlandırılmışdır, çünki G tipli ulduzların rəngi Günəş kimi daha parlaq növlər üçün ağdan daha az kütləli və parlaq G tipli əsas ardıcıllıq ulduzları üçün çox az sarımtıl rəngə qədər dəyişir. Günəş əslində ağ rəngdədir, lakin atmosferik Reyli səpələnməsi səbəbindən, xüsusən də gün doğuşunda və batışında, Yer atmosferində tez-tez sarı, narıncı və ya qırmızı görünə bilər. Bundan əlavə, "cırtdan" termini G tipli əsas ardıcıllıq ulduzlarını nəhəng və ya daha böyük ulduzlarla müqayisə etmək üçün istifadə olunsa da, Günəşə bənzər ulduzlar hələ də Süd Yolu qalaktikasındakı ulduzların 90%-ni üstələyir (bunlar əsasən daha qaranlıq narıncı cırtdanlar, qırmızı cırtdanlar və daha çox yayılmış ağ cırtdanlardır, və sonda isə ulduz qalıqları). Günəş kütləsinə malik G tipli əsas ardıcıllıq ulduzu təxminən 10 milyard il ərzində hidrogeni sərf edəcək. Bu müddətin sonunda ulduzun nüvəsindəki hidrogen tükənir. Bu zaman nüvə sıxılmağa və qızmağa başlayır və nəticədə onu əhatə edən təbəqədə intensiv hidrogen sintezi baş verir. Bu təbəqədəki sintez daha çox enerji hasil edir və xaricə doğru təzyiqi artırır. Nəticədə ulduzun xarici təbəqələri genişlənir, soyuyur və tündləşir. Ulduz əvvəlcə yarı nəhəng mərhələsindən keçir və əsas ardıcıllıqdan ayrıldıqdan təxminən 1 milyard il sonra qırmızı nəhəng mərhələsinin zirvəsində əvvəlki ölçüsündən dəfələrlə böyük ölçüyə çatır.Bundan sonra degenerasiya olunmuş helium nüvəsində qəfil helium alışması baş verir və heliumun sintezi başlayır. Ulduz daha sonra üfüqi qol mərhələsinə keçir. Nüvədəki helium ehtiyatı tükənməyə başladıqda isə ulduz asimptotik nəhəng qol mərhələsinə keçir. Bu mərhələdə ulduz daha da genişlənir və güclü pulsasiyalar göstərir. Ulduzun cazibə qüvvəsi xarici örtüyünü saxlamaq üçün kifayət etmədiyindən əhəmiyyətli miqdarda kütlə itirilir və xarici təbəqələr kosmosa atılır.Atılmış maddə planetar dumanlıq əmələ gətirir və fotosferdən yayılan yüksək enerjili fotonları udaraq şüalanır. Nəhayət, nüvə reaksiyaları dayandıqca nüvə tədricən sönməyə başlayır və əvvəlki helium sintezi nəticəsində yaranmış karbon və oksigendən ibarət sıx, kompakt ağ cırtdana çevrilir. Bu ulduz qalığı yüksək ilkin temperaturundan başlayaraq yavaş-yavaş soyuyur və eyni zamanda dumanlıq da tədricən solur. Cırtdanlar VI parlaqlıq sinfinə, G spektral sinfinə aid cırtdan ulduzlar var. Bu ulduzlar normal əsas ardıcıllıq ulduzları kimi nüvələrində hidrogen sərf edir, lakin aşağı metalliklərinə görə əsas ardıcıllıqdan təxminən iki böyüklükdə (yəni daha az parlaq) yerləşirlər. Spektral standart ulduzlar Properties of typical G-type main-sequence stars Spektiral tip Kütlə (M☉) Radius (R☉) Parlaqlıq (L☉) Effektiv temperatur(K) Rəng indeksi(B − V) G0V 1.07 1.100 1.35 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,930 0.60 G1V 1.04 1.060 1.19 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,860 0.62 G2V 1.00 1.012 1.02 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,770 0.65 G3V 0.99 1.002 0.97 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,720 0.66 G4V 0.985 0.991 0.92 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,680 0.67 G5V 0.98 0.977 0.88 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,660 0.68 G6V 0.97 0.949 0.80 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,600 0.70 G7V 0.95 0.927 0.73 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,550 0.71 G8V 0.93 0.914 0.63 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,480 0.73 G9V 0.89 0.853 0.55 style="background-color:#Şablon:Color temperature" |5,380 0.78 Yenidən işlənmiş Yerkes Atlas sistemində (Johnson & Morgan 1953) 11 G tipli cırtdan spektral standart ulduz sadalanmışdır; lakin bunların hamısı hələ də bu təyinata tam uyğun gəlmir. G tipli əsas ardıcıllıqlı cırtdan ulduzlar, yəni illər ərzində dəyişməz qalan standart ulduzlar arasında MK spektral təsnifat sisteminin "lövbər nöqtələri" Chara (G0V), Günəş (G2V), Kappa1 Ceti (G5V), 61 Ursae Major (G8V)-dir. Digər əsas MK standart ulduzlarına HD 115043 (G1V) və 16 Cygni B (G3V) daxildir. Ekspert təsnifatçıları arasında G4 və G6 cırtdan standartlarının seçimləri illər ərzində bir qədər dəyişib, lakin tez-tez istifadə olunan nümunələrə 70 Virginis (G4V) və 82 Eridani (G6V) daxildir. Hələ ki, ümumi razılaşdırılmış G7V və G9V standartları yoxdur. Yaşayam qabiliyyəti G tipli əsas ardıcıllıq ulduzları, məsələn, Yer kürəsində həyatın olduğu Günəş kimi, həyatın inkişafı üçün yaşayış mühiti təmin edə bilər. Onlar həmçinin 7,9 ilə 13 milyard il arasında inkişaf etmək üçün kifayət qədər uzun ömür sürürlər. Günəşin ömrü təxminən 10 milyard ildir. Planetlər Günəş və onun planetlərindən başqa, planetləri olduğu bilinən ən yaxın G tipli ulduzlardan bəzilərinə 61 Virginis, HD 102365, HD 147513, 47 Ursae Majoris (Chalawan) və Mu Arae (Cervantes) daxildir. Tau Ceti-nin bir vaxtlar səkkiz planetə qədər yerləşdiyi düşünülürdü. 2025-ci ilin iyul ayına olan məlumata görə, ESPRESSO məlumatlarından istifadə edərək 2025-ci ildə aparılan bir araşdırma heç bir planeti birmənalı şəkildə aşkar edə bilmədi. Həmçinin baxın G-cırtdan problemi Hertzsprung-Rassel diaqramı Günəş analoqu Ulduz sayı, ulduzların sorğusu Sarı hipergigant Xarici keçidlər  Şablon:Star ↑ "Glossary term: Luminosity Class". IAU Office of Astrononomy for Education (OAE) - astro4edu.org. 2020–2026. İstifadə tarixi: 15 yanvar 2026. ↑ "Glossary term: Dwarf Star". IAU Office of Astrononomy for Education (OAE) - astro4edu.org. 2020–2026. İstifadə tarixi: 15 yanvar 2026. ↑ "Type G Stars". www.whillyard.com. İstifadə tarixi: 22 aprel 2022. ↑ Cain, Fraser. "What Color is the Sun?". Universe Today. 8 oktyabr 2013. 20 mart 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 6 noyabr 2017. ↑ "What Color is the Sun?". Stanford University. 30 oktyabr 2017 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 6 noyabr 2017. ↑ Dissanaike, George. "Painting the sky red". New Scientist. 132. 19 oktyabr 1991: 31–33. ↑ "More G Stars | StarDate Online". stardate.org. 6 dekabr 2022 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 22 aprel 2022. ↑ Hurley, J. R.; Pols, O. R.; Tout, C. A. "Comprehensive analytic formulae for stellar evolution as a function of mass and metallicity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 315 (3). 1 iyul 2000: 543–569. arXiv:astro-ph/0001295. Bibcode:2000MNRAS.315..543H. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x. ↑ Kaler, James B. Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence. Cambridge University Press. 27 mart 1997. ISBN 978-0-521-58570-5. İstifadə tarixi: 15 dekabr 2025. ↑ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. "Intrinsic Colors, Temperatures, and Bolometric Corrections of Pre-main-sequence Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 208 (1). 1 sentyabr 2013: 9. arXiv:1307.2657. Bibcode:2013ApJS..208....9P. doi:10.1088/0067-0049/208/1/9. ISSN 0067-0049. ↑ Mamajek, Eric. "A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence". University of Rochester, Department of Physics and Astronomy. 2 mart 2021. İstifadə tarixi: 5 iyul 2021. ↑ Johnson, H. L.; Morgan, W. W. "Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas". The Astrophysical Journal. 117. may 1953: 313. Bibcode:1953ApJ...117..313J. doi:10.1086/145697. ISSN 0004-637X. ↑ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 71. oktyabr 1989: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373. ISSN 0067-0049. ↑ Mullen, Leslie. "Galactic Habitable Zones". Astrobiology Magazine. 18 may 2001. 7 avqust 2011 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 1 iyun 2020. ↑ "Stellar Lifetimes". hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. İstifadə tarixi: 20 iyul 2024. ↑ Figueira, P.; Faria, J. P.; Silva, A. M.; Castro-González, A.; Silva, J. Gomes da; Sousa, S. G.; Bossini, D.; Zapatero-Osorio, M. R.; Balsalobre-Ruza, O. "A comprehensive study on radial velocity signals using ESPRESSO: Pushing precision to the 10 cm/s level". Astronomy and Astrophysics. 700. 10 iyul 2025: A174. arXiv:2507.07514. Bibcode:2025A&A...700A.174F. doi:10.1051/0004-6361/202553869.

İstinadlar

https://az.wikipedia.org/wiki/G_tipli_%C9%99sas_ard%C4%B1c%C4%B1ll%C4%B1q_ulduzu

https://astro4edu.org/resources/glossary/term/503/

https://astro4edu.org/resources/glossary/term/88/

http://www.whillyard.com/science-pages/type-g-stars.html

https://www.universetoday.com/18689/color-of-the-sun/

https://web.archive.org/web/20120320172751/http://www.universetoday.com/18092/temperature-of-the-sun/

http://solar-center.stanford.edu/SID/activities/GreenSun.html

Tarix : 2 sentyabr 2026