Yıldızların spektral sınıflandırılması

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

Yıldızlar pek çok özellikleriyle birbirlerinden ayrılırlar. Kütle, ışıltı, renk, kimyasal yapı, yaş, yıldızdan yıldıza değişir. Ayrıca, kimi yıldızlar yakın komşularının da etkisi altında kalırlar. Bu sebepten, yıldızları inceleyebilmek için, öncelikle sınıflandırmak gerekir. Sınıflandırmada en güvenilir araç tayf incelemesidir (Spektral analiz).

Tayf üzerinde çizgiler[değiştir | kaynağı değiştir]

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.

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.

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.

Yıldız sınıfları (Normal ömür süresi)[değiştir | kaynağı değiştir]

Aşağıda normal ömür sürecindeki yıldızların tayflarına göre sınıfları verilmiştir. (Ne var ki, yıldızlar ömürlerinin sonunda sınıf değiştirirler. Bu durum bir sonraki bölümde belirtilecektir.) Normal şartlarda yıldız yüzey rengi ve tayf sınıfı yüzey sıcaklığı ve kimyasal yapısına, yüzey sıcaklığı da yıldız büyüklüğüne bağlıdır. Aşağıdaki sınıflar giderek azalan kütlelere sahiptir. Şayet Güneş kütlesi 1 birim kabul edilecek olursa, O sınıfı yıldızlar 16 birimden büyüktür. B sınıfı yıldızlar 2.1-16 birim arası, A sınıfı yıldızlar 1.4-2.1 birim arası, F sınıfı yıldızlar 1.04-1.4 birim arası, G sınıfı yıldızlar 0.8-1.04 birim arası, K sınıfı yıldızlar 0.45-0.8 birim arası ve M tipi yıldızlar da 0.45 birimden küçük kütleye sahiptir. Şekilde bu sınıflardaki yıldızların karşılaştırmalı büyüklükleri gösterilmiştir.

Yıldızların spektral sınıflandırılması (Morgan Keenan)

Bunların yanı sıra, son zamanlarda varlıkları uzay araçları yardımıyla saptanan çok küçük ve soluk yıldızlar için L ve T sınıfı tanımlaması getirilmiştir.Bütün bu sınıflar kendi içlerinde de 0 dan 9 a kadar numaralandırılmışlardır. 0 en sıcak, 9 en soğuk anlamına gelmektedir. (Mesela A5 A6 dan daha sıcaktır.)

  • O sınıfı yıldızlar en sıcak yıldızlardır. Yüzey sıcaklığı 30 0000 C yi geçen bu yıldızlar ışınımlarının büyük bölümünü gözün duyarlı olmadığı kısa dalga boylarında yaparlar ve yüzey renkleri mavimsidir.Her 3 000 000 yıldızdan sadece biri O sınıfı yıldızdır. (Doğal olarak burada verilen yaklaşık dağılım oranları Güneş’in çevresinde yapılan gözlemlerin sonucudur.)
  • 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.
  • 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.
  • 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 .
  • 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.
  • 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.
  • 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.
  • 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.)

Yıldız sınıfları (Yaşam döngüsünün sonuna gelmiş yıldızlar)[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızlar normal ömür süresi sonunda genişlerler ve bu süreçte yüzey sıcaklıkları da düşer. Mesela ömrünün büyük bölümünü B veya A sınıfı yıldız olarak geçiren bir yıldız son döneminde hem genişler, hem de sınıf değiştirerek, geçici olarak K veya M sınıfına girer. Gerçi, sayıları çok azdır. Ama büyük ışıltı düzeyiyle çok uzaklardan bile görünürler.Mesela kış göğünde Boğa takımındaki Aldeberan (Boğa'nın gözü) bu şekilde geçici olarak K sınıfına girmiş bir yıldızdır. M sınıfında da geçici olarak bu sınıfa girmiş dev, hatta süper dev yıldızlar vardır. Kış göğünde Orion (Avcı ) takımındaki Betelgeuse ve yaz göğünde Akrep takımındaki Antares (Akrebin kalbi) bu tür kırmızı süper devlerdir. Bu sebepten, çıplak gözle hiçbir normal M sınıfı yıldız görülemezken, Antares ve Betelgeuse göğün en parlak yıldızları arasında yer alır.

Ancak yaşlı yıldızlardan bir bölümü daha da farklı özelliklere sahiplerdir. Mesela W (Wolf Rayet) yıldızları mavi ve çok sıcak süper dev yıldızlardır. Karbon yıldızı da denilen C ve S sınıfı yıldızlar ise çok daha serin dev yıldızlardır.

Devlik dönemini büzüşme dönemi izler . Bu durumdaki aşırı yoğun yıldızlara beyaz cüce denilir. Beyaz cüceler genellikle D sınıfı yıldız olarak sınıflandırılırlar.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]