Stelle di glasse G

Le stelle di tipo G sono stelle con temperature superficiali che vanno dai 5200 ai 6000 gradi Kelvin. Sono le stelle che conosciamo meglio perché vi appartiene anche il nostro Sole. Questo tipo di stelle rappresenta circa l'8% di tutte le stelle nella sequenza principale dell'universo. Il loro colore va dal bianco freddo al bianco-giallo chiaro e brillante. Queste stelle, quando fanno parte della sequenza principale, hanno masse che si aggirano tra 0,8 e 1,04 volte quella del Sole.

Alcuni esempi notevoli di stelle di classe G includono il nostro Sole, α Centauri A, Capella, τ Ceti e Kepler-22. Gli spettri elettromagnetici delle stelle di classe G sono caratterizzati da linee dell'idrogeno piuttosto deboli e da linee di metalli, sia ionizzati che neutri. Ad esempio, il ferro può essere trovato sia nella forma neutra che in quella ionizzata. Inoltre, le linee H e K del calcio ionizzato sono particolarmente prominenti.

In queste stelle, il cuore pulsante dei loro processi interni è la fusione dell'idrogeno in elio, un processo noto come nucleosintesi stellare. Questo è il motore che alimenta la loro luminosità e permette loro di brillare per miliardi di anni. Durante questo processo, l'idrogeno, l'elemento più abbondante nell'universo, viene compresso e fuso nel nucleo della stella sotto immense pressioni e temperature, trasformandosi in elio e rilasciando enormi quantità di energia. Questa energia non solo sostiene la stella stessa, impedendole di collassare sotto la propria gravità, ma è anche la fonte della luce e del calore che raggiungono la Terra dal Sole, permettendoci di vivere.

Il ciclo di vita della stella

In media una stella di classe G come il Sole ha una vita media stabile di 10 miliardi di anni, durante il quale rilascia una quantità immensa di energia. Ma niente dura per sempre, e alla fine anche il Sole esaurirà il suo idrogeno.Quando questo accade la stella esce dalla sequenza principale (la regione di stabilità delle stelle) e inizia ad espandersi fino a trasformarsi in una gigante rossa. Diventa più grande e più fredda, la sua luce un tempo brillante ora si attenua, assumendo una tonalità più scura. Non riuscendo a trattenere più il proprio involucro esterno, la stella inizia a perdere massa, gettando via i suoi strati esterni nello spazio. Questo materiale rilasciato forma una nebulosa planetaria. Ciò che resta è il nucleo della stella, ora una nana bianca, una stella densa, compatta e incredibilmente calda. Questo relitto stellare inizierà un lungo processo di raffreddamento, svanendo lentamente nel corso degli eoni, mentre la nebulosa si dissipa nel vuoto cosmico.

In generale sono stelle di medie dimensioni. Le stelle supergiganti di classe G sono molto rare. Le supergiganti sono tipicamente delle classi O o B, che sono blu, oppure delle classi K o M, che sono rosse. Durante la loro esistenza le stelle di classe G possono cambiare classe più volte ma solo per tempi relativamente brevi. Per questa ragione vediamo poche supergiganti di classe G.