Yıldız sınıflandırma (astronomi)

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Yıldız sınıflandırma (gökbilimi) sayfasından yönlendirildi)
Şuraya atla: kullan, ara
Türkçe'ye çevir Bu sayfanın veya bölümün Türkçeye çevrilmesi gerekmektedir.

Eğer sayfanın Türkçeye çevrilmesi en fazla 2 hafta içinde gerçekleşmezse, bu sayfa veya bölüm silinme sürecine girecektir.

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.

Secchi Sınıfları[değiştir | kaynağı değiştir]

1860 ve 1870'lerde, öncü yıldız spektrokopisti Peder Angelo Secchi gözlemlenen yıldızları sınıflandırabilmek için Secchi Sınıfları 'nı ortaya koymuştur. 1866 civarlarında, bu yıldız tayfının üç sınıfını şekillendirmiştir:[1][2][3]

  • Sınıf I: Vega ve Altair gibi geniş ve ağır hidrojen çizgisi hatlarına sahip beyaz ve mavi yıldızlardır. Bu ayrıca modern A sınıfını ve önceki F sınıfınıda kapsar.
    Sınıf I, Orion altsınıfı: Rigel ve Bellatrix gibi kalın bantlar yerine ince hatlar içeren bir altsınıftır. Günümüz koşullarında, B-sınıfı yıldızlara karşılık gelir.
  • Sınıf II: Güneş, Arcturus ve Capella gibi daha dayanıksız hidrojen ve belirgin metalik hatlara sahip sarı yıldızlardır. Bu sınıf eski bir sınıf olan F sınıfı kadar modern sınıflar olan G ve K sınıflarını da kapsar.
  • Sınıf III: Betelgeuse ve Antares gibi karışık band tayfına sahip turuncu ve kırmızı arası yıldızlardır. Bu sınıf, modern bir sınıf olan M sınıfına karşılık gelir.

1868'de, farklı bir guruba ayırdığı karbon yıldızı, türünü keşfeder:[4]

  • Sınıf IV: Belirgin karbon bantları ve hatlarına sahip kırmızı yıldızlardır (karbon yıldızları).

1877'de ise beşinci bir sınıf ekler:[5]

1890'ların sonunda, bu sınıflandırma yerini bu makalenin devamında anlatılacak olan Harvard sınıflandırmasına bırakmaya başlamıştır.[6][7]

Harvard Tayf Sınıflandırması[değiştir | kaynağı değiştir]

Harvard sınıflaması yaklaşık 1912 yılında Annie Jump Cannon ve Edward C. Pickering tarafından Harvard Kolej Laboratuvarı'nda geliştirilmiş bir sınıflamadır.[8] 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 Yüzey sıcaklığı[9][10][11]
(kelvin)
Geleneksel renk Görünen renk[12][13][14] Kütle[9]
(Güneş kütlesi)
Yarıçap[9]
(Güneş yarıçapı)
Aydınlatma gücü[9]
(bolometrik)
Hidrojen
çizgileri
Tüm
Anakol yıldızları
fraksiyonu[15]
O ≥ 33.000 K mavi mavi ≥ 16 M ≥ 6,6 R ≥ 30.000 L Zayıf ~%0,00003
B 10.000–33.000 K mavi beyaz beyaz renge doğru 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 beyaz renge doğru 1,4–2,1 M 1,4–1,8 R 5–25 L Güçlü  %0,6
F 6.000–7.500 K sarımsı 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 sarı turuncu 0,45–0,8 M 0,7–0,96 R 0,08–0,6 L Çok Zayıf  %12,1
M 2.000–3.700 K kırmızı turuncu kırmızı ≤ 0,45 M ≤ 0,7 R ≤ 0,08 L Çok Zayıf  %76,45
L 1.300–2.000 K kırmızı-kahverengi scarlet 0,005–0,08 M 0,08–0,15 R 0,000.05–0,001 L Son derece zayıf
T 700-1.300 K kahverengi macenta[16][17][18] 0,001–0,07 M 0,08–0,14 R 0,000.001–0,000.05 L Son derece zayıf
Y ≤ 500 K koyu kahverengi siyah-kahve 0,0005–0,02 M 0,08–0,14 R 0,000,000.1–0,000.001 L Son derece zayıf

Her bir sınıf için listelenen kütle, yarıçap, ve aydınlatma gücü sadece Anakol yıldızları için uygundur ve bu yüzden kırmızı devler için kullanılamaz. O'dan M'ye tayf sınıfları Arapça rakamlar (0-9) ile bölünürler. Örneğin A0, A sınıfı en sıcak yıldızları gösterir. A9 ise soğuk olanlardır. Güneş G2 olarak sınıflandırılır.

Yerkes Tayf Sınıflandırması[değiştir | kaynağı değiştir]

Yazarların baş harflerinden MKK sistemi olarak da adlandırılan Yerkes spektral sınıflandırması, 1943'te William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan ve Edwards Kellman'ın Yerkes Gözlemevi tarafından getirilen yıldızlararası spektral sınıflandırma sistemidir.[19] Bu sınıflandırma, yüzey sıcaklığına dayanan Harvard sınıflamasına karşıt olarak, ışık yüzeyi ile ilgili yıldız yüzey gravitesine duyarlı spektrum çizgilerine dayanır. Daha sonra, 1953'te, standart yıldızların listesi ve sınıflandırma ölçütlerinin bazı revizyonlarından sonra plan MK olarak adlandırıldı (William Wilson Morgan ve Phillip C. Keenan baş harfleriyle).[20]

Dev bir yıldızın yarıçapı, bir cüce yıldıza kıyasla çok daha büyükken, kütleleri kabaca karşılaştırılabilir olduğundan, dev yıldızın yüzeyindeki yerçekimi ve dolayısıyla gaz yoğunluğu ve basıncı bir cücekinden çok daha düşüktür. Bu farklılıklar, daha sonra ölçülebilen spektral çizgilerin hem genişliğini hem de yoğunluğunu etkileyen "parlaklık efektleri" formunda kendini gösterir. Daha yüksek yüzey ağırlıklı daha yoğun yıldızlar, spektral çizginin daha büyük basınca genişlemesi gösterecektir.

Etkilerin tanımı: Çeşitli parlaklık sınıfları ayırt edilir:

Tayf tipleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Aşağıdaki resimde aslında insan gözü tarafından algılanan çok yakın renklerle yıldız sınıfları temsil eder. göreceli boyutları ana dizisi ya da "cüce" yıldız içindir.

Morgan-Keenan tayf sınıflandırması

O sınıfı[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[nb 1][15]

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.[30]

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[değiştir | kaynağı değiştir]

B sınıfı yıldızlar son derece aydınlık ve mavidir. Spektrumları, B2 alt sınıfında en belirgin olan nötr helyuma ve ılımlı hidrojen hatlarına sahiptir. İyonize metal hatları Mg II ve Si II içerir. O ve B yıldızları çok güçlü oldukları için yalnızca kısa bir süre yaşar ve bu nedenle oluştukları bölgeden uzaklaşmazlar. Bu yıldızlar, dev moleküler bulutlarla ilişkili OB birlikleri arasında bir araya gelme eğilimi gösterirler. Orion OB1 birliği, galaksimizin spiral kolunun büyük bir kısmını kaplar ve Orion takımyıldızının daha parlak yıldızlarından birçoğunu içerir. Güneş çevresindeki 800 ana yıldızın yaklaşık 1'i B Sınıfı yıldızlardır.[nb 1][15]

Örnekler: Rigel, Spica, Ülker kümesinin parlak yıldızları

A sınıfı[değiştir | kaynağı değiştir]

Class A stars are amongst the more common naked eye stars, and are white or bluish-white. They have strong hydrogen lines, at a maximum by A0, and also lines of ionized metals (Fe II, Mg II, Si II) at a maximum at A5. The presence of Ca II lines is notably strengthening by this point. About 1 in 160 of the main sequence stars in the solar neighborhood are Class A stars.[nb 1][15]

Examples: Vega, Sirius, Deneb

F sınıfı[değiştir | kaynağı değiştir]

Class F stars have strengthening H and K lines of Ca II. Neutral metals (Fe I, Cr I) beginning to gain on ionized metal lines by late F. Their spectra are characterized by the weaker hydrogen lines and ionized metals. Their color is white. About 1 in 33 of the main sequence stars in the solar neighborhood are Class F stars.[nb 1][15]

Examples: Arrakis, Canopus, Procyon

G sınıfı[değiştir | kaynağı değiştir]

The most important class G star to humanity: our Sun. The dark area visible in the lower left is a large sunspot.

Class G stars are probably the best known, if only for the reason that our Sun is of this class. About 1 in 13 of the main sequence stars in the solar neighborhood are Class G stars.[nb 1][15]

Most notable are the H and K lines of Ca II, which are most prominent at G2. They have even weaker hydrogen lines than F, but along with the ionized metals, they have neutral metals. There is a prominent spike in the G band of CH molecules. G is host to the "Yellow Evolutionary Void".[31] Supergiant stars often swing between O or B (blue) and K or M (red). While they do this, they do not stay for long in the G classification as this is an extremely unstable place for a supergiant to be.

Examples: Sun, Alpha Centauri A, Capella, Tau Ceti

K sınıfı[değiştir | kaynağı değiştir]

Class K are orangish stars which are slightly cooler than our Sun. Some K stars are giants and supergiants, such as Arcturus, while others, like Alpha Centauri B, are main sequence stars. They have extremely weak hydrogen lines, if they are present at all, and mostly neutral metals (Mn I, Fe I, Si I). By late K, molecular bands of titanium oxide become present. About 1 in 8 of the main sequence stars in the solar neighborhood are Class K stars.[nb 1][15]

Examples: Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Arcturus, Aldebaran

M sınıfı[değiştir | kaynağı değiştir]

Class M is by far the most common class. About 1 in 1.32 of the main sequence stars in the solar neighborhood are Class M stars.[nb 1][nb 2][15] Thus about 76% of the main sequence stars in the solar neighborhood are these Class M red dwarf stars.

Class M is host to most giants and some supergiants such as Antares and Betelgeuse, as well as Mira variables. The late-M group holds hotter brown dwarfs that are above the L spectrum. This is usually in the range of M6.5 to M9.5. The spectrum of an M star shows lines belonging to molecules and all neutral metals but hydrogen lines are usually absent. Titanium oxide can be strong in M stars, usually dominating by about M5. Vanadium oxide bands become present by late M.

Example: Betelgeuse (supergiant)
Examples: Proxima Centauri, Barnard's star, Gliese 581 (red dwarf)
Example: LEHPM 2-59 [32] (subdwarf)
Examples: Teide 1 (field brown dwarf), GSC 08047-00232 B [33] (companion brown dwarf)

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 364–368.
  2. ^ Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628.
  3. ^ pp. 60, 134, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, J. B. Hearnshaw, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1986, ISBN 0-521-25548-1.
  4. ^ pp. 62–63, Hearnshaw 1986.
  5. ^ p. 60, Hearnshaw 1986.
  6. ^ Classification of Stellar Spectra: Some History
  7. ^ pp. 62–63, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, ISBN 0521585708.
  8. ^ Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912), Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College; vol. 56, no. 4, Cambridge, Mass.: The Observatory
  9. ^ a b c d Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237, Bibcode1981A&AS...46..193H. Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
  10. ^ T. J. Dupuy & A. L. Kraus (2013). "Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects". Science published online 5 September 2013 (6153): 1492–1495. arXiv:1309.1422. Bibcode 2013arXiv1309.1422D. DOI:10.1126/science.1241917. 
  11. ^ Carsten Weidner; Jorick Vink (2010). "The masses, and the mass discrepancy of O-type stars". arΧiv: 1010.2204v1 [astro-ph.SR]. 
  12. ^ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  13. ^ "The Colour of Stars". Australia Telescope Outreach and Education. 21-12-2004. 3 Aralık 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20131203222826/http://outreach.atnf.csiro.au:80/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html. Erişim tarihi: 26-09-2007.  — Explains the reason for the difference in colour perception.
  14. ^ Charity, Mitchell. "What color are the stars?". 1 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160801033342/http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/. Erişim tarihi: 13-05-2006. 
  15. ^ a b c d e f g h 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
  16. ^ Brown Dwarfs (go halfway down the website to see a picture of a magenta |rowndwarf)
  17. ^ Burrows et al. The theory of brown |dwarfsandextrasolar giant planets. Reviews of Modern Physics 2001; 73: |719–65
  18. ^ http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.html |> "An Artist's View of Brown Dwarf Types" Dr. Robert Hurt of the Infrared Processing and Analysis Center
  19. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. The University of Chicago Press. Bibcode 1943assw.book.....M. OCLC 1806249. 
  20. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs (1973). "Spectral Classification". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 11: 29–50. Bibcode 1973ARA&A..11...29M. DOI:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333. 
  21. ^ Caballero-Nieves, S. M.; Nelan, E. P.; Gies, D. R.; Wallace, D. J.; DeGioia-Eastwood, K. ve diğ. (Şubat 2014). "A High Angular Resolution Survey of Massive Stars in Cygnus OB2: Results from the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors". The Astronomical Journal 147 (2): 40. arXiv:1311.5087. Bibcode 2014AJ....147...40C. DOI:10.1088/0004-6256/147/2/40. 
  22. ^ Prinja, R. K.; Massa, D. L. (Ekim 2010). "Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds". Astronomy and Astrophysics 521: L55. arXiv:1007.2744. Bibcode 2010A&A...521L..55P. DOI:10.1051/0004-6361/201015252. 
  23. ^ Gray, David F. (Kasım 2010). "Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg". The Astronomical Journal 140 (5): 1329–1336. Bibcode 2010AJ....140.1329G. DOI:10.1088/0004-6256/140/5/1329. 
  24. ^ a b Nazé, Y. (Kasım 2009). "Hot stars observed by XMM-Newton. I. The catalog and the properties of OB stars". Astronomy and Astrophysics 506 (2): 1055–1064. arXiv:0908.1461. Bibcode 2009A&A...506.1055N. DOI:10.1051/0004-6361/200912659. 
  25. ^ Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B. (February 2010). "Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 402 (2): 1369–1379. arXiv:0911.1335. Bibcode 2010MNRAS.402.1369L. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x. 
  26. ^ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (October 2003). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I". The Astronomical Journal 126 (4): 2048–2059. arXiv:astro-ph/0308182. Bibcode 2003AJ....126.2048G. DOI:10.1086/378365. 
  27. ^ Shenavrin, V. I.; Taranova, O. G.; Nadzhip, A. E. (January 2011). "Search for and study of hot circumstellar dust envelopes". Astronomy Reports 55: 31–81. Bibcode 2011ARep...55...31S. DOI:10.1134/S1063772911010070. 
  28. ^ Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sanchez-Blazquez, P.; Selam, S. O.; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcon-Barroso, J.; Gorgas, J. ve diğ. (January 2007). "Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 374 (2): 664–690. arXiv:astro-ph/0611618. Bibcode 2007MNRAS.374..664C. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x. 
  29. ^ Sion, Edward M.; Holberg, J. B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (December 2009). "The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics". The Astronomical Journal 138 (6): 1681–1689. arXiv:0910.1288. Bibcode 2009AJ....138.1681S. DOI:10.1088/0004-6256/138/6/1681. 
  30. ^ Planets Prefer Safe Neighborhoods
  31. ^ Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420
  32. ^ Optical Spectroscopy of 2MASS Color-Selected Ultracool Subdwarfs, Adam J. Burgasser et al., 2006
  33. ^ Astrometric and Spectroscopic Confirmation of a Brown Dwarf Companion to GSC 08047-00232, G. Chauvin et al., 2004

  1. ^ a b c d e f g These proportions are fractions of stars brighter than absolute magnitude 16; lowering this limit will render earlier types even rarer while generally adding only to the M class.
  2. ^ This rises to 78.6% if we include all stars. (See the above note.)