Yıldız sınıflandırma

Vikipedi, özgür ansiklopedi

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 sınıflandırması günümüzde en yaygın olarak kullanılan yıldız sınıflandırmasıdır.

Konu başlıkları 1 Secchi sınıfları 2 Harvard hayali sınıflandırması 3 Yerkes tayf sınıflandırması 4 Tayf tipleri 4.1 O sınıfı 4.2 B sınıfı 4.3 A sınıfı 4.4 F sınıfı 4.5 G sınıfı 4.6 K sınıfı 4.7 M sınıfı 5 Kaynakça

[değiştir] Secchi sınıfları

[değiştir] Harvard hayali sınıflandırması

Harvard sınıflaması yaklaşık 1912 yılında Annie Jump Cannon ve Edward C. Pickering tarafından Harvard Kolej Laboratuarı'nda geliştirilmiş bir sınıflamadır.^[1] Ortak sınıflama normal olarak sıcaktan soğuğa listelenmiştir (kütle, yarıçap ve parlaklık Güneş ile kıyaslanarak) ve aşağıdaki tablo verilmiştir.

Sınıf	Isı	Geleneksel renk	Görünen renk[2][3]	Kütle (Güneş kütlesi)	Yarıçap (Güneş yarıçapı)	Parlaklık	Hidrojen bağı	Tümü % Anakol yıldızları[4]
O	30,000–60,000 K	mavi	mavi	60 M☉	15 R☉	1,400,000 L☉	Zayıf	~0.00003%
B	10,000–30,000 K	mavi beyaz	mavi beyaz beyaz renge doğru	18 M☉	7 R☉	20,000 L☉	Orta	0.13%
A	7,500–10,000 K	beyaz	beyaz	3.1 M☉	2.1 R☉	80 L☉	Güçlü	0.6%
F	6,000–7,500 K	sarımtırak beyaz	beyaz	1.7 M☉	1.3 R☉	6 L☉	Orta	3%
G	5,000–6,000 K	sarı	sarı	1.1 M☉	1.1 R☉	1.2 L☉	Zayıf	8%
K	3,500–5,000 K	portakal rengi	sarı portakal	0.8 M☉	0.9 R☉	0.4 L☉	Çok Zayıf	13%
M	2,000–3,500 K	kırmızı	portakal kırmızısı	0.3 M☉	0.4 R☉	0.04 L☉	Çok Zayıf	>78%

[değiştir] Yerkes tayf sınıflandırması

(1943, William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan ve Edith Kellman)(Yerkes Gözlemevi, Wisconsin, ABD)

• I Üstdevler
  • Ia-0 (Üstündevler
  • Ia
  • Iab
  • Ib
• II
  • IIab
  • IIb,
• III normal Dev yıldızlar
  • IIIa,
  • IIIab
  • IIIb,
• IV
  • IVa,

-->

• V
  • Va,

-->

• VI
• VII Ak cüceler

[değiştir] Tayf tipleri

[değiştir] O sınıfı

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

[değiştir] B sınıfı

Örnekler: Rigel, Spica, the brighter Ülker

[değiştir] A sınıfı

[değiştir] F sınıfı

[değiştir] G sınıfı

[değiştir] K sınıfı

[değiştir] M sınıfı

[değiştir] Kaynakça

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. ^ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
3. ^ [1] }} — Explains the reason for the difference in color perception.
4. ^ LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars