Yıldız sınıflandırma (astronomi)

Bilgibank, Hoşgeldiniz
(Stellar classification sayfasından yönlendirildi)
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

Yıldız sınıflandırma, gökbilimde, yıldızların öncelikle sıcaklıklarına göre sınıflandırılıp, diğer nitelikleri ile bu sınıfların arıtılmasıdır. Yıldız sıcaklıkları Wien'in yer değiştirme yasasına göre sınıflandırılabilseler de, uzak yıldızlar ile sorunlar ortaya çıkmaktadır. Yıldız tayfölçümü ise soğurma çizgilerine dayalı bir sınıflandırma yöntemi sunmaktadır. 19. yüzyıla dayanan ve bugünkü yöntemlerin de temelini oluşturan bir sınıflandırma, yıldızları tayfölçüm sayesinde A'dan Q'ya kadar sıralamaktadır.

Angelo Secchi'nin bu alandaki öncü çalışmalarının yanı sıra, Morgan-Keenan (MK) sınıflandırması günümüzde en yaygın olarak kullanılan yıldız sınıflandırmasıdır. Sınıflandırma türü A, B, F, G, K ve M, gibi Bir dizi kullanarak Morgan–Keenan (MK) sistemi altında sınıflandırılır. Her harf sınıfı, daha sonra sıcak veya soğuk türünü belirlemek için bir sayısal basamak kullanılarak ayrılır. (örneğin, A9, F0, F1 dizisi sıcaktan soğuğa dogru bir diziyi oluşturur). Diğer yıldızlar ve klasik sisteme sığmayan nesneler, beyaz Cüceler için D sınıfı ve C sınıfı ve karbon yıldızı gibi yıldızlar için genişletilmiştir.

MK sisteminde, parlaklık sınıfı spektral sınıf için Romen rakamları kullanarak eklenir. Bu yıldızların spektrumunda belli bir soğurma çizgileri genişliğine göre, oluşur ve atmosfer yoğunluğu baglı olarak değişir bu fark Cüceler ile dev yıldızları ayırt edme kolaylık sağlar.

Harvard Tayf Sınıflandırması

Harvard sınıflaması yaklaşık 1912 yılında Annie Jump Cannon ve Edward C. Pickering tarafından Harvard Kolej Laboratuvarı'nda geliştirilmiş bir sınıflamadır.[1] Yıldızların yüzey sıcaklığı 2.000 ile 40.000 kelvin aralığında değişir. Ortak sınıflama normal olarak sıcaktan soğuğa listelenmiştir (kütle, yarıçap ve aydınlatma gücü, Güneş ile kıyaslanarak) ve aşağıdaki tablo verilmiştir.

Sınıf Etkin sıcaklık[2][3][4] Vega-göreli "renkli etiket"[5][nb 1] Kromatik[6][7][8][nb 2] Kütle[2][9]
(Güneş kütlesi) 		Yarıçapı [2][9]
(Güneş yarıçapı) 		Parlaklık [2][9]
(bolometrik) 		Hidrojen
çizgileri 		Tüm
Anakol yıldızları fraksiyon [10]
O ≥ 30,000 K Mavi  Mavi  ≥ 16 M☉ ≥ 6.6 R☉ ≥ 30,000 L☉ Zayıf  ~0.00003%
B 10,000–30,000 K Mavi Beyaz Derin mavi beyaz 2.1–16 M☉ 1.8–6.6 R☉ 25–30,000 L☉ Orta  0.13%
A 7,500–10,000 K Beyaz  Mavi Beyaz  1.4–2.1 M☉ 1.4–1.8 R☉ 5–25 L☉ Güçlü  0.6%
F 6,000–7,500 K Sarı Beyaz  Beyaz  1.04–1.4 M☉ 1.15–1.4 R☉ 1.5–5 L☉ Orta  3%
G 5,200–6,000 K Sarı  Sarımsı Beyaz  0.8–1.04 M☉ 0.96–1.15 R☉ 0.6–1.5 L☉ Zayıf  7.6%
K 3,700–5,200 K Turuncu  açık sarı bir turuncu  0.45–0.8 M☉ 0.7–0.96 R☉ 0.08–0.6 L☉ Çok zayıf  12.1%
M 2,400–3,700 K Kırmızı  açık turuncu kırmızı  0.08–0.45 M☉ ≤ 0.7 R☉ ≤ 0.08 L☉ Çok zayıf  76.45%

Tayf türleri

Tayf üzerinde çizgiler

1814 yılında Alman bilim adamı Joseph von Fraunhofer (1787-1826) Güneş ışığını bir prizmadan geçirerek, incelerken tayf üzerinde bazı çizgiler gördü. Sistematik çalışma sonunda tayfın bir uçtan diğer uca kesintisiz gitmediğini ve tayf üzerinde en az 570 çizginin olduğunu saptadı. Teknoloji geliştikçe, bu çizgiler diğer gök cisimlerinin tayflarında da bulundu. Elektromanyetik spektrumda gözün duyarlı olmadığı bölgelerde de bu tür çizgiler vardır.[11]

Fraunhofer zamanında, çizgiler tanımlanıyordu, ama çizgilerin nedeni bilinmiyordu. Günümüzde ise çizgilerin yıldızın yüzey bölgesindeki gazlar ya da yıldız çevresindeki gazlardan ileri geldiğini biliyoruz. Her maddenin elektron yapısına bağlı olarak soğurduğu belli dalga boyunda fotonlar vardır. Tayfta bu dalga boylarına denk gelen yerlerde çizgi oluşur. Her gazın kendine özgü bir çizgi düzeneği olduğu için, çizgiler bir bakıma yıldız yüzeyindeki gazların parmak izi sayılır. Mesela, Güneş tayfında en belirgin çizgi sarı renk bölgesinde yer alan 588.995 nm dalga boyundaki D2 çizgisidir ki, bu çizgi gaz haindeki sodyum elementinin varlığını gösterir.[11]

Fraunhofer lines.jpg

Tayflardaki çizgiler sadece yıldız yüzeyindeki kimyasal yapıya bağlı değildir. Aynı zamanda sıcaklığa da bağlıdır. Astronomlar yıldız tayfındaki çizgilerin dağılımına bakarak, yıldız yüzeyindeki sıcaklığı da saptayabilirler. Öte yandan tayf üzerindeki çizgiler yıldızın kendi çevresindeki dönüş hızını da gösterir. 1943 yılında Amarikalı astronomlar William Wilson Morgan, Philip Keenan ve Edith Keenan yıldız tayflarını karşılaştırarak, tayfların belli şablonlara uyduğunu göstermiş ve yıldızları tayflarına göre sınıflandırmışlardır.Bu sınıflandırmaya Morgan-Keenan veya kısaca MK sınıflandırması denilir.[11]

O sınıfı

Zeta Puppis O4 bir süper devasa yıldızın temsili resmi

O sınıfı yıldızlar çok sıcak ve çok aydınlıktır, mavimsi bir renge sahip olmalarının yanı sıra çoğunun saçtığı ışık mor ötesi bölgededir. Bu tip; yıldız türleri içerisinde en nadir bulunan sınıftır, yaklaşık olarak 3 milyon yıldızdan birisi O sınıfıdır.

O yıldızlarının ışıma gücü güneşinkinin bir milyon katından daha fazladır. Çok ağır olmalarından dolayı, O yıldızlarının çekirdeği çok sıcaktır, bu hidrojenlerinin çabuk yanmasına neden olur ve main sequence'i ilk olarak terkeden yıldızlar olurlar. Spitzer Space Telescope'unun son gözlemleri göstermektedir ki O sınıfı yıldızların çevresinde diğer yıldızların çevresindeki gibi gezegen formasyonları oluşmaz, bunun nedeni photoevaporation etkisidir.

Örnekler: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis

O-tipi yıldızlar yaydıkları yüksek enerjili, hızlı fotonlar ve morötesi ışınlar ile yakınlarındaki yıldızların etrafında bulunan gezegen oluşmasını sağlayan öngezegenimsi disklerindeki gazı ısıtıp genç gezegen sistemlerinin oluşumunu engellerler.

B sınıfı

Eta Canis Majoris B5 süper devasa yıldız temsili resim

B sınıfı yıldızlar son derece parlak ve mavidir. B sınıfı yıldızların yüzey sıcaklıkları 10000-300000 C arasındadır. Bu yıldızlar mavi beyaz bir renkte ışıldarlar. Her 700 yıldızdan biri B sınıfı yıldızdır. Ender oldukları halde, yüksek ışıma gücü sayesinde gök yüzünde çıplak gözle görülebilen örnekleri vardır. Kış göğünde Orion (Avcı) takımındaki Rigel ile yaz göğünde Virgo (Başak) takımındaki Spica en tanınmış örneklerdir.[11]

Örnekler: Rigel, Spica, Ülker kümesinin parlak yıldızları

A sınıfı

A sınıfı yıldızların yüzey sıcaklıkları 7500-100000 C arasındadır. Beyaz renklidirler . Her 160 yıldızdan biri A sınıfı yıldızdır. Hayli uzaktan görünebilirler. Yaz göğünde Lir takımında Vega ve kış göğünde (yakınlığı sebebiyle en parlak yıldız olan) Büyük köpek takımındaki Sirius (Akyıldız) A sınıfı yıldızlara örnektir.[11]

F sınıfı

F sınıfı yıldızların yüzey sıcaklıkları 6000-7500 0 C aralığındadır. Renkleri de açık sarıdır. Her 33 yıldızdan birini oluştururlar. A sınıfı yıldızlardan daha bol oldukları halde, ışınımları o kadar güçlü değildir.[11]

G sınıfı

G sınıfı yıldızların yüzey sıcaklıkları 5200-60000 C aralığındadır. Renkleri sarıdır. Her 13 yıldızdan biri G sınıfı yıldızdır. Güneş bu sınıfta olduğundan, insanların en iyi tanıdıkları yıldız sınıfını oluştururlar. Gerek Güneş, gerekse Güneş'in komşusu olan Alfa Centauri G2 sınıfı yıldızlardır.[11]

K sınıfı

K sınıfı yıldızların yüzey sıcaklıkları 3700-52000 C arasındadır. Renkleri de turuncudur.Her 8 yıldızdan biri K sınıfı yıldızdır. Yakın çevredeki K sınıfı yıldızlar sayıca bolluklarına rağmen, düşük ışıltı düzeyleri nedeniyle tanınmazlar.[11]

M sınıfı

Sınıf M en çok kullanılan sınıftır. Güneşin Komşuları genelde m sınıf yıldızlardır. M sınıfından daha serin yıldızlar da vardır. Ancak uzay araçlarının yardımıyla saptanabilen çok düşük ışıltılı ve küçük olan bu yıldızlar için zaman zaman kahverengi cüce de denilmektedir. Henüz iyi tanınmayan bu yıldızlar 1300-21000 C arasında L sınıfı olarak, 700-13000 C arasında da T sınıfı (metan yıldızı) olarak isimlendirilmektedir. En gelişmiş araçlarla bile güçlükle seçildikleri için, bollukları hakkında bir şey söylenememektedir. Ama L ve T sınıfı yıldızların aslında M tipinden bile daha yaygın olabileceğini düşünenler vardır.(Yukarıda verilmiş olan bolluk oranlarında L ve T sınıfı yıldızlar hesaba katılmamıştır.) M sınıfı yıldızların yüzeyi 37000 C den daha serindir. Renkleri de kırmızıdır. Bu yıldızlara küçük boyutlarından ötürü kırmızı cüce de denilir. Gökyüzündeki her 4 yıldızdan yaklaşık olarak 3 ü kırmızı cücedir. Ama çıplak gözle en yakındaki M sınıfı yıldızları bile göremeyiz.[11]

Notlar

  1. ↑ Vega, genellikle mavimsi bir yıldız standart olarak kullanılır ama bu yıldızın göreli renği beyaz,dır..
  2. ↑ Türsellik önemli bir ölçüde sınıflar içinde değişebilir; örneğin, bir (G2 yıldızı) Beyazken, bir G9 yıldızı ise sarıdır.

Referanslar 

  1. ↑ Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912), Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College; vol. 56, no. 4, Cambridge, Mass.: The Observatory
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Habets, G. M. H. J.; Heinze, J. R. W. (November 1981). "Empirical bolometric corrections for the main-sequence". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 46: 193–237 (Tables VII and VIII). Bibcode:1981A&AS...46..193H.  – Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
  3. ↑ Dupuy, Trent J.; Kraus, Adam L. (September 2013). "Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects". Science. 341 (6153): 1492–1495. Bibcode:2013Sci...341.1492D. arXiv:1309.1422. doi:10.1126/science.1241917. 
  4. ↑ Weidner, Carsten; Vink, Jorick S. (December 2010). "The masses, and the mass discrepancy of O-type stars". Astronomy and Astrophysics. 524. A98. Bibcode:2010A&A...524A..98W. arXiv:1010.2204v1. doi:10.1051/0004-6361/201014491. 
  5. ↑ "The Colour of Stars". Australia Telescope National Facility. 
  6. ↑ Moore, Patrick (1992). The Guinness Book of Astronomy: Facts & Feats (4th ed.). Guinness. ISBN 0-85112-940-4. 
  7. ↑ "The Colour of Stars". Australia Telescope Outreach and Education. 21 December 2004. 26 September 2007 Alınmıştır.  — Explains the reason for the difference in color perception.
  8. ↑ Charity, Mitchell. "What color are the stars?". Vendian.org. 13 May 2006 Alınmıştır. 
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T. S.; Allard, F.; Hauschildt, P. H. (May 2003). "Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458". Astronomy and Astrophysics. 402 (2): 701–712. Bibcode:2003A&A...402..701B. arXiv:astro-ph/0302293. doi:10.1051/0004-6361:20030252. 
  10. ↑ 10,0 10,1 Ledrew, Glenn (February 2001). "The Real Starry Sky". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 95: 32. Bibcode:2001JRASC..95...32L. 
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 11,7 11,8 11,9 wikipedia (2016). "Yıldızların spektral sınıflandırılması". 25 October 2016 Alınmıştır. 

Dış bağlantılar 

"Bilgibank.tk" adresinden alınmıştır.