GV-tähti eli keltainen kääpiö on pääjaksotähti. Se on spektrityypiltään G ja valovoimaluokaltaan V Hertzsprung–Russellin diagrammissa. Termi keltainen kääpiö on helposti harhaanjohtava, sillä G-tyypin tähtien todellinen väri vaihtelee valkoisesta — kirkkaammissa luokissa — ja vain erittäin lievästi kellertävään viileämmissä luokissa (esimerkiksi Aurinko, ja huomattava osa G-tyypeistä näyttää kaukaa katsottuna valkoiselta). Katso myös spektriluokitus, jossa on taulukko tähtien väristä valotyypeittäin.

Perusominaisuudet

GV-tähdet ovat pienikokoisia pääjaksotähtiä. Niiden massa on tyypillisesti noin 0,8–1,0 Auringon massaa), ja niiden pintalämpötila sijoittuu yleensä välille 5 300–6 000 K. GV-tyypin sisällä on useita alaluokkia (G0–G9), joissa G0 on kuumempi ja kirkkaampi ja G9 viileämpi ja himmeämpi.

Kuten muillakin pääjaksotähdillä, GV-tähden ytimessä muuttuu vety heliumiksi ydinfuusion avulla, pääosin protoniprotoniketjun kautta Auringon kaltaisilla tähdillä. Tämä tuottaa suuren määrän säteilyenergiaa, joka pitää tähden hydrostaattisessa tasapainossa.

Rakenne ja aktiivisuus

GV-tähdillä on yleensä säteilevä ydin ja ulkoinen konvektiovyöhyke (kuten Auringolla). Konvektio ylläpitää pintamagnetismia ja magneettisen aktiivisuuden ilmiöitä, kuten täpliä, plage-alueita ja ajoittaisia purkauksia. Aktiivisuus ja pyörimisnopeus ovat yleensä suurempia nuoremmilla GV-tähdillä ja vähenevät iän myötä.

Valoisuus, koko ja elinikä

  • Tyypillinen säteilyteho (luminoisuus) vaihtelee luokasta riippuen, mutta Auringon kaltaisilla GV-tähdillä se on suunnilleen 0,6–1,5 kertaa Auringon luminositeetti.
  • Säde on usein noin 0,9–1,2 kertaa Auringon säde.
  • GV-tähtien elinikä pääjaksolla on tyypillisesti useita miljardeja vuosia. Esimerkiksi 1 aurinkomassainen tähti palaa pääjaksolla noin 10 miljardia vuotta; elinikä lyhenee, jos massa on suurempi.

Esimerkkejä ja näkyvyys

Aurinkomme on tunnetuin (ja helpoimmin nähtävissä oleva) esimerkki GV-tähdestä. Se yhdistää joka sekunti noin 600 miljoonaa tonnia vetyä heliumiksi ja muuttaa noin 4 miljoonaa tonnia ainetta energiaksi. Auringon kokonaisluminoisuus on noin 3,83×10^26 wattia ja se tuottaa myös suuren määrän neutriinoja.

Muita tunnettuja GV-tähtiä ovat Alpha Centauri A, Tau Ceti ja 51 Pegasi. Monet näistä ovat kiinnostavia myös planeettojen etsinnän ja eksoplaneettojen tutkimuksen kannalta.

Väri ja havainnointi

G-tyypin tähdet näyttävät avaruudesta katsottuna useimmiten valkoisilta tai hyvin lievästi keltaisilta; Auringon näkyvä keltainen sävy Maa-näkökulmasta johtuu osaltaan Maan ilmakehästä syntyvästä Rayleigh-sironnasta. Termi "kääpiö" viittaa vain tähden kokoon ja elämänvaiheeseen (pääjaksotähti), ei siihen, että tähti olisi pienellä kirkkaudella verrattuna kaikkiin muihin Linnunradan kohteisiin.

Linnunradan tähtijakauma on sellainen, että oranssit ja punaiset kääpiöt muodostavat suuren osan tähdistä; G-tyypin tähdet ovat yleisiä mutta eivät määrällisesti hallitsevia.

Elämän ja evoluution merkitys

GV-tähdet ovat astronomisesti merkittäviä myös siksi, että niiden pitkä ja vakaa pääjakso tarjoaa aikaa ja suhteellisen vakaat olosuhteet planeettajärjestelmien kehittymiselle. Näin ollen ne ovat kiinnostavia kohteita etsittäessä elämän kannalta suotuisia eksoplaneettoja. Habitable-alue (eli elämän kannalta sopiva vyöhyke) sijaitsee suunnilleen samassa mittakaavassa kuin Maan ja Auringon etäisyydet, mutta tarkka etäisyys riippuu tähden luminositeetista ja aktiivisuudesta.

Lopullinen kehitys

Kun ytimessä poltettava vety loppuu, GV-tähti poistuu pääjaksolta, laajenee ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi — esimerkkinä Aldebaranin kaltaiset tähdet. Korkeammassa massassa ydin voi syttyä heliumpoltto vakaammin; Auringon kaltaisilla tähdillä heliumin syttyminen voi tapahtua niin sanotun heliumräjähdyksen eli helium flash -vaiheen kautta. Lopulta tähden ulommat kerrokset voivat irrota muodostaen planeettasumun, ja jäljelle jäävä ydin jäähtyy ja kutistuu valkoiseksi kääpiöksi.

Yhteenveto

GV-tähdet (G-tyypin pääjaksotähdet) ovat massaltaan, kooltaan ja lämpötilaltaan lähellä aurinkoa olevia tähtiä, jotka kuluttavat vetyä ydinfusion avulla pitkän ajan. Ne ovat tähtitieteen kannalta keskeisiä kohteita sekä tähtien evoluution että eksoplaneettojen tutkimuksessa.