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
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:
- 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 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 gruba ayırdığı karbon yıldızı, türünü keşfeder:
- Sınıf IV: Belirgin karbon bantları ve hatlarına sahip kırmızı yıldızlardır (karbon yıldızları).
1877'de ise beşinci bir sınıf ekler:
- Sınıf V: ve gibi salma-çizgisi yıldızları.
1890'ların sonunda, bu sınıflandırma yerini bu makalenin devamında anlatılacak olan Harvard sınıflandırmasına bırakmaya başlamıştır.
Harvard Tayf Sınıflandırması
Harvard sınıflaması yaklaşık 1912 yılında Annie Jump Cannon ve Edward C. Pickering tarafından Harvard Kolej Laboratuvarı'nda geliştirilmiş bir sınıflamadır. 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 | Vega'ya göre renkserlik | Renkserlik (D65) | Kütle (güneş kütlesi) | Yarıçap (güneş yarıçapı) | Aydınlatma gücü (bolometrik) | Hidrojen çizgileri | Tüm Ana kol yıldızları fraksiyonu |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
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 | masmavi 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 | açık turuncu | soluk sarı 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 | portakal kırmızısı | açık turuncu kırmızı | ≤ 0,45 M☉ | ≤ 0,7 R☉ | ≤ 0,08 L☉ | Çok Zayıf | %76,45 |
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
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. 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).
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:
- 0 veya Ia+ (üstündevler veya son derece parlak üstdevler). Örneğin: (B3-4Ia+)
- Ia (aydınlık üstdevler). Örneğin: (B5Ia)
- Iab (orta aydınlık üstdevler). Örneğin: (F8Iab)
- Ib (az aydınlık üstdevler). Örneğin: (B1Ib)
- II parlak devler. Örneğin: Beta Leporis (G0II)
- III olağan devler. Örneğin: Arcturus (K0III)
- IV altdevler. Örneğin: (B0.5IVpe)
- V ana-kol yıldızları (cüceler). Örneğin: Achernar (B6Vep)
- sd (unvan) altcüceler. Örneğin: (sdB5)
- D (unvan) beyaz cüceler. Örneğin: (DZ8)
Tayf tipleri
Yıldız sınıflandırma sistemi, biyolojideki türlerin sınıflandırılmasına benzer şekilde tür örneklerine dayalı olarak taksonomiktir. Kategoriler, her kategori ve alt kategori için ayırt edici özelliklerin ilişkili bir açıklamasıyla birlikte, bir veya daha fazla standart yıldızla tanımlanır.
O sınıfı
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 ana dizini ilk olarak terkeden yıldızlar olurlar. Spitzer Uzay Teleskobu'unun son gözlemleri göstermektedir ki O sınıfı yıldızların çevresinde diğer yıldızların çevresindeki gibi gezegen formasyonları oluşmaz, bunun nedeni Fotobuharlaşma etkisidir. 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.
Örnekler:
- O7V –
- O9V –
B sınıfı
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.
Örnekler:
- B0V – Upsilon Orionis
- B0Ia – Alnilam
- B2Ia – Chi2 Orionis
- B2Ib –
- B3V –
- B3V –
- B3Ia –
- B5Ia –
- B8Ia – Rigel
A sınıfı
A sınıfı yıldızlar, genellikle gökyüzünde çıplak göz ile görülebilecek kadar ışıma yaparlar. Görünür ışıkta beyaz veya mavimsi beyaz bir görünüme sahiptirler. Azami A0 ile güçlü hidrojen hatlarına ve A5'te azami olarak iyonize metallerin (Fe II, Mg II, Si II) hatlarına sahiptirler. Ca II hatlarının varlığı bu noktada belirgin biçimde güçlenmektedir. Güneş'e komşu ana sıra yıldızlarından 160 tanesinden ortalama sadece 1'i A sınıfı yıldız içerir.
Örnekler:
- A0Van – Gama Ursae Majoris
- A0Va – Vega
- A0Ib –
- A0Ia –
- A1V – Sirius A
- A2Ia – Deneb
- A3Va – Fomalhaut
F sınıfı
F Sınıfı yıldızlarının Ca II elementi için belirgin bir şekilde H ve K çizgileri vardır. Nötr metaller (Fe I, Cr I), F sınıfı yıldızlar için iyonize metal hatlarını geç kazanmaya başlarlar. Tayfları zayıf hidrojen hatları ve iyonize metaller ile tanımlandırılır. Renkleri beyazdır ve görünür ışıkta saf bir beyaz renk ışıması yaparlar. Güneş'e komşu ana dizi yıldızlardan yaklaşık 33'te 1'i F sınıfı yıldız içerir.
Örnekler:
- F0IIIa – Zeta Leonis
- F0Ib –
- F2V –
G sınıfı
G sınıfı yıldızları tanımlarsak, muhtemelen güneşimizin bu sınıftan olması sebebiyle, en iyi bilinen yıldız sınıfıdır. Görünür ışıkta genellikle beyaz veya sarımsı beyaz ışınım yaparlar. Güneş'e komşu ana dizi yıldızlarından 13'te 1'i G sınıfı yıldız barındır.
En dikkat çekici şey, Ca II'nin H ve K çizgileri olup, bunlar G2'de en belirgin olanlarıdır. F sınıfı yıldızlardan daha zayıf hidrojen çizgilerine sahiptirler, ancak iyonize metaller ile birlikte nötr metallerde içeriğinde mevcuttur. CH moleküllerinin G sınıfı yıldız bileşeninde belirgin bir artış gösterir. Üstdev yıldızlar, evrimleri boyunca G sınıfı yıldız ışınımlarıda yapabilirler. Fakat Üstdev yıldızlar evrimleri boyunca genellikle O veya B (mavi) ve K veya M (kırmızı) arasında tayfsal ışımada yapabilirler. Bunu yaparken, G sınıflandırmasında uzun süre kalmazlar, çünkü üstündevler yaşamları boyunca son derece dengesiz bir spekturumda dolanırlar.
Örnekler:
- G0V – Beta Canum Venaticorum
- G0IV – Eta Boötis
- G0Ib –
- G2V – Güneş
- G5V –
- G5IV –
- G5Ib –
- G8V –
- G8IV –
- G8IIIa –
- G8IIIab –
- G8Ib –
K sınıfı
K sınıfı yıldızlar, güneşimizden biraz daha yüzey sıcaklığı düşük olan turuncumsu yıldızlardır. K sınıfı yıldızlara örnek verilirse en yakın komşumuz Alfa Centauri B bir K sınıfı yıldız tipidir. Bu tayfta bulunan ana dizin yıldızları Acturus gibi Parlak dev ve Üstdev yıldızlarda K tipi ışınım yapabilirler. Son derece zayıf hidrojen hatlarına sahiptirler, eğer varsa çoğunlukla nötr metaller (Mn I, Fe I, Si I) titanyum oksitin moleküler hatlarını geç ortaya çıkabilir. Güneş'e komşu 8 ana dizin yıldızdan yaklaşık 1'i K sınıfı yıldız içerir.
Örnekler:
- K0V –
- K0III – Pollux
- K0III –
- K2V – Epsilon Eridani
- K2III –
- K3III –
- K5V – 61 Cygni A
- K5III –
- K4III – Gamma Muscae
M sınıfı
M sınıfı, en yaygın yıldız sınıfıdır. Güneş'e komşu ana dizin yıldızlarının 1.32'sinde 1'i M yıldızıdır. Güneş'i çevreleyen yıldızlararası boşlukta ana dizin yıldızlarının yaklaşık% 76'sı M sınıfına ait kırmızı cüce yıldızlardır.
M sınıfı, Antares ve Betelgeuse gibi devlerin ve bazı Üstdev ve Mira değişkenlerine ev sahipliği yapmaktadır. M grubunda, L spektrumunun üzerinde olan sıcak kahverengi cüceler bulunur. Bu genellikle M6.5 ila M9.5 arasında değişir. Bir M yıldızının spektrumu, moleküllere ve tüm nötr metallere ait çizgileri gösterir, ancak hidrojen çizgileri genellikle yoktur. M yıldızlarında kuvvetli olabilir, genellikle M5 ile hakimdir. çizgileri M sınıfı için geç mevcut hale gelmeye başlar.
Örnekler:
- M0IIIa – Beta Andromedae
- M2III –
- M1-M2Ia-Iab – Betelgeuse
- M2Ia –
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires 18 Temmuz 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 364–368.
- ^ Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles 18 Temmuz 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628.
- ^ pp. 60, 134, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, J. B. Hearnshaw, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1986, .
- ^ pp. 62–63, Hearnshaw 1986.
- ^ p. 60, Hearnshaw 1986.
- ^ "Classification of Stellar Spectra: Some History". 5 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 14 Eylül 2013.
- ^ pp. 62–63, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, .
- ^ Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912), Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College; vol. 56, no. 4, Cambridge, Mass.: The Observatory
- ^ a b c d Habets, G. M. H. J.; Heinze, J. R. W. (Kasım 1981). "Empirical bolometric corrections for the main-sequence". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Cilt 46. ss. 193-237 (Tables VII and VIII). Bibcode:1981A&AS...46..193H. – Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
- ^ Weidner, Carsten; Vink, Jorick S. (Aralık 2010). "The masses, and the mass discrepancy of O-type stars". Astronomy and Astrophysics. Cilt 524. A98. arXiv:1010.2204 $2. Bibcode:2010A&A...524A..98W. doi:10.1051/0004-6361/201014491.
- ^ a b Charity, Mitchell. "What color are the stars?". 1 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 13 Mayıs 2006.
- ^ . Australia Telescope National Facility. 17 Ekim 2018. 12 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ Moore, Patrick (1992). The Guinness Book of Astronomy: Facts & Feats (4. bas.). Guinness. ISBN .
- ^ . Australia Telescope Outreach and Education. 21 Aralık 2004. 8 Kasım 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Eylül 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
- ^ a b c Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T. S.; Allard, F.; Hauschildt, P. H. (Mayıs 2003). "Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458". Astronomy and Astrophysics. 402 (2). ss. 701-712. arXiv:astro-ph/0302293 $2. Bibcode:2003A&A...402..701B. doi:10.1051/0004-6361:20030252.
- ^ a b c d e f g h LeDrew, G.; The Real Starry Sky 14 Aralık 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde ., 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
- ^ 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.
- ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs (1973). "Spectral Classification". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Cilt 11. ss. 29-50. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
- ^ Caballero-Nieves, S. M.; Nelan, E. P.; Gies, D. R.; Wallace, D. J.; DeGioia-Eastwood, K.; Herrero, A.; Jao, W.-C.; Mason, B. D.; Massey, P.; Moffat, A. F. J.; Walborn, N. R. (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 $2. Bibcode:2014AJ....147...40C. doi:10.1088/0004-6256/147/2/40.
- ^ Prinja, R. K.; Massa, D. L. (Ekim 2010). "Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds". Astronomy and Astrophysics. Cilt 521. L55. arXiv:1007.2744 $2. Bibcode:2010A&A...521L..55P. doi:10.1051/0004-6361/201015252.
- ^ Gray, David F. (Kasım 2010). "Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg". The Astronomical Journal. 140 (5). ss. 1329-1336. Bibcode:2010AJ....140.1329G. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1329.
- ^ 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). ss. 1055-1064. arXiv:0908.1461 $2. Bibcode:2009A&A...506.1055N. doi:10.1051/0004-6361/200912659.
- ^ Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B. (Şubat 2010). "Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 402 (2). ss. 1369-1379. arXiv:0911.1335 $2. Bibcode:2010MNRAS.402.1369L. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x.
- ^ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (Ekim 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). ss. 2048-2059. arXiv:astro-ph/0308182 $2. Bibcode:2003AJ....126.2048G. doi:10.1086/378365.
- ^ Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sanchez-Blazquez, P.; Selam, S. O.; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcon-Barroso, J.; Gorgas, J.; Jimenez-Vicente, J.; Vazdekis, A. (Ocak 2007). "Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 374 (2). ss. 664-690. arXiv:astro-ph/0611618 $2. Bibcode:2007MNRAS.374..664C. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x.
- ^ Sion, Edward M.; Holberg, J. B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (Aralık 2009). "The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics". The Astronomical Journal. 138 (6). ss. 1681-1689. arXiv:0910.1288 $2. Bibcode:2009AJ....138.1681S. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681.
- ^ a b c d e f g h Garrison, R. F. (1994). "A Hierarchy of Standards for the MK Process". Astronomical Society of the Pacific. Cilt 60. s. 3. Bibcode:1994ASPC...60....3G.
- ^ "Planets Prefer Safe Neighborhoods". 7 Haziran 2010 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 5 Aralık 2008.
- ^ Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Hertzsprung Russell diyagrami Tayf tipi O B A F G K M L T Kahverengi cuceler Beyaz cuceler Kirmizi cuceler Alt cuceler Ana kol cuceler Alt devler Devler Kirmizi devler Mavi devler Parlak devler Ust devler Kirmizi ust dev Ustun devler mutlak parlaklik MV Yildiz siniflandirma gokbilimde yildizlarin oncelikle sicakliklarina gore siniflandirilip diger nitelikleri ile bu siniflarin aritilmasidir Yildiz sicakliklari Wien in yer degistirme yasasina gore siniflandirilabilseler de uzak yildizlar ile sorunlar ortaya cikmaktadir Yildiz tayfolcumu ise sogurma cizgilerine dayali bir siniflandirma yontemi sunmaktadir 19 yuzyila dayanan ve bugunku yontemlerin de temelini olusturan bir siniflandirma yildizlari tayfolcum sayesinde A dan Q ya kadar siralamaktadir Angelo Secchi nin bu alandaki oncu calismalarinin yani sira Morgan Keenan siniflandirmasi gunumuzde en yaygin olarak kullanilan yildiz siniflandirmasidir Secchi Siniflari1860 ve 1870 lerde oncu yildiz spektrokopisti Peder Angelo Secchi gozlemlenen yildizlari siniflandirabilmek icin Secchi Siniflari ni ortaya koymustur 1866 civarlarinda bu yildiz tayfinin uc sinifini sekillendirmistir Sinif I Vega ve Altair gibi genis ve agir hidrojen cizgisi hatlarina sahip beyaz ve mavi yildizlardir Bu ayrica modern A sinifini ve onceki F sinifinida kapsar Sinif I Orion altsinifi Rigel ve Bellatrix gibi kalin bantlar yerine ince hatlar iceren bir altsiniftir Gunumuz kosullarinda B sinifi yildizlara karsilik gelir Sinif II Gunes Arcturus ve Capella gibi daha dayaniksiz hidrojen ve belirgin metalik hatlara sahip sari yildizlardir Bu sinif eski bir sinif olan F sinifi kadar modern siniflar olan G ve K siniflarini da kapsar Sinif III Betelgeuse ve Antares gibi karisik band tayfina sahip turuncu ve kirmizi arasi yildizlardir Bu sinif modern bir sinif olan M sinifina karsilik gelir 1868 de farkli bir gruba ayirdigi karbon yildizi turunu kesfeder Sinif IV Belirgin karbon bantlari ve hatlarina sahip kirmizi yildizlardir karbon yildizlari 1877 de ise besinci bir sinif ekler Sinif V ve gibi salma cizgisi yildizlari 1890 larin sonunda bu siniflandirma yerini bu makalenin devaminda anlatilacak olan Harvard siniflandirmasina birakmaya baslamistir Harvard Tayf SiniflandirmasiMK tayf sinirlandirmasi Renkler insan gozunun algiladigi renklere cok benzer Ana kol yildizlarinin tayf tipinin yani sira boyutlarindaki degisiklikler Harvard siniflamasi yaklasik 1912 yilinda Annie Jump Cannon ve Edward C Pickering tarafindan Harvard Kolej Laboratuvari nda gelistirilmis bir siniflamadir Yildizlarin yuzey sicakligi 2 000 ile 40 000 kelvin araliginda degisir Ortak siniflama normal olarak sicaktan soguga listelenmistir kutle yaricap ve aydinlatma gucu Gunes ile kiyaslanarak ve asagidaki tablo verilmistir Sinif Etkin sicaklik Vega ya gore renkserlik Renkserlik D65 Kutle gunes kutlesi Yaricap gunes yaricapi Aydinlatma gucu bolometrik Hidrojen cizgileri Tum Ana kol yildizlari fraksiyonuO 30 000 K mavi mavi 16 M 6 6 R 30 000 L Zayif 0 00003B 10 000 30 000 K mavi beyaz masmavi beyaz 2 1 16 M 1 8 6 6 R 25 30 000 L Orta 0 13A 7 500 10 000 K beyaz mavi beyaz 1 4 2 1 M 1 4 1 8 R 5 25 L Guclu 0 6F 6 000 7 500 K sari beyaz beyaz 1 04 1 4 M 1 15 1 4 R 1 5 5 L Orta 3G 5 200 6 000 K sari sarimsi beyaz 0 8 1 04 M 0 96 1 15 R 0 6 1 5 L Zayif 7 6K 3 700 5 200 K acik turuncu soluk sari turuncu 0 45 0 8 M 0 7 0 96 R 0 08 0 6 L Cok Zayif 12 1M 2 400 3 700 K portakal kirmizisi acik turuncu kirmizi 0 45 M 0 7 R 0 08 L Cok Zayif 76 45 Her bir sinif icin listelenen kutle yaricap ve aydinlatma gucu sadece Anakol yildizlari icin uygundur ve bu yuzden kirmizi devler icin kullanilamaz O dan M ye tayf siniflari Arapca rakamlar 0 9 ile bolunurler Ornegin A0 A sinifi en sicak yildizlari gosterir A9 ise soguk olanlardir Gunes G2 olarak siniflandirilir Hertzsprung Russell diyagramiYerkes Tayf SiniflandirmasiYazarlarin bas harflerinden MKK sistemi olarak da adlandirilan Yerkes spektral siniflandirmasi 1943 te William Wilson Morgan Phillip C Keenan ve Edwards Kellman in Yerkes Gozlemevi tarafindan getirilen yildizlararasi spektral siniflandirma sistemidir Bu siniflandirma yuzey sicakligina dayanan Harvard siniflamasina karsit olarak isik yuzeyi ile ilgili yildiz yuzey gravitesine duyarli spektrum cizgilerine dayanir Daha sonra 1953 te standart yildizlarin listesi ve siniflandirma olcutlerinin bazi revizyonlarindan sonra plan MK olarak adlandirildi William Wilson Morgan ve Phillip C Keenan bas harfleriyle Dev bir yildizin yaricapi bir cuce yildiza kiyasla cok daha buyukken kutleleri kabaca karsilastirilabilir oldugundan dev yildizin yuzeyindeki yercekimi ve dolayisiyla gaz yogunlugu ve basinci bir cucekinden cok daha dusuktur Bu farkliliklar daha sonra olculebilen spektral cizgilerin hem genisligini hem de yogunlugunu etkileyen parlaklik efektleri formunda kendini gosterir Daha yuksek yuzey agirlikli daha yogun yildizlar spektral cizginin daha buyuk basinca genislemesi gosterecektir Etkilerin tanimi Cesitli parlaklik siniflari ayirt edilir 0 veya Ia ustundevler veya son derece parlak ustdevler Ornegin B3 4Ia Ia aydinlik ustdevler Ornegin B5Ia Iab orta aydinlik ustdevler Ornegin F8Iab Ib az aydinlik ustdevler Ornegin B1Ib II parlak devler Ornegin Beta Leporis G0II III olagan devler Ornegin Arcturus K0III IV altdevler Ornegin B0 5IVpe V ana kol yildizlari cuceler Ornegin Achernar B6Vep sd unvan altcuceler Ornegin sdB5 D unvan beyaz cuceler Ornegin DZ8 Gec tip yildizlarin apeks solda ve antapeks sagda etrafinda 200 000 yil icindeki hareketiTayf tipleriYildiz siniflandirma sistemi biyolojideki turlerin siniflandirilmasina benzer sekilde tur orneklerine dayali olarak taksonomiktir Kategoriler her kategori ve alt kategori icin ayirt edici ozelliklerin iliskili bir aciklamasiyla birlikte bir veya daha fazla standart yildizla tanimlanir O sinifi O5V yildizinin tayfi O sinifi yildizlar cok sicak ve cok aydinliktir mavimsi bir renge sahip olmalarinin yani sira cogunun sactigi isik mor otesi bolgededir Bu tip yildiz turleri icerisinde en nadir bulunan siniftir yaklasik olarak 3 milyon yildizdan birisi O sinifidir O yildizlarinin isima gucu gunesinkinin bir milyon katindan daha fazladir Cok agir olmalarindan dolayi O yildizlarinin cekirdegi cok sicaktir bu hidrojenlerinin cabuk yanmasina neden olur ve ana dizini ilk olarak terkeden yildizlar olurlar Spitzer Uzay Teleskobu unun son gozlemleri gostermektedir ki O sinifi yildizlarin cevresinde diger yildizlarin cevresindeki gibi gezegen formasyonlari olusmaz bunun nedeni Fotobuharlasma etkisidir O tipi yildizlar yaydiklari yuksek enerjili hizli fotonlar ve morotesi isinlar ile yakinlarindaki yildizlarin etrafinda bulunan gezegen olusmasini saglayan ongezegenimsi disklerindeki gazi isitip genc gezegen sistemlerinin olusumunu engellerler Ornekler O7V O9V B sinifi Mucevher Kutusu kumesindeki B sinifi yildizlar B sinifi yildizlar son derece aydinlik ve mavidir Spektrumlari B2 alt sinifinda en belirgin olan notr helyuma ve ilimli hidrojen hatlarina sahiptir Iyonize metal hatlari Mg II ve Si II icerir O ve B yildizlari cok guclu olduklari icin yalnizca kisa bir sure yasar ve bu nedenle olustuklari bolgeden uzaklasmazlar Bu yildizlar dev molekuler bulutlarla iliskili OB birlikleri arasinda bir araya gelme egilimi gosterirler Orion OB1 birligi galaksimizin spiral kolunun buyuk bir kismini kaplar ve Orion takimyildizinin daha parlak yildizlarindan bircogunu icerir Gunes cevresindeki 800 ana yildizin yaklasik 1 i B Sinifi yildizlardir Ornekler B0V Upsilon Orionis B0Ia Alnilam B2Ia Chi2 Orionis B2Ib B3V B3V B3Ia B5Ia B8Ia RigelA sinifi Gunese kiyasla sagda A sinifi Vega solda A sinifi yildizlar genellikle gokyuzunde ciplak goz ile gorulebilecek kadar isima yaparlar Gorunur isikta beyaz veya mavimsi beyaz bir gorunume sahiptirler Azami A0 ile guclu hidrojen hatlarina ve A5 te azami olarak iyonize metallerin Fe II Mg II Si II hatlarina sahiptirler Ca II hatlarinin varligi bu noktada belirgin bicimde guclenmektedir Gunes e komsu ana sira yildizlarindan 160 tanesinden ortalama sadece 1 i A sinifi yildiz icerir Ornekler A0Van Gama Ursae Majoris A0Va Vega A0Ib A0Ia A1V Sirius A A2Ia Deneb A3Va FomalhautF sinifi F tipi bir ustdev ve gece gokyuzundeki en parlak ikinci yildiz olan Canopus F Sinifi yildizlarinin Ca II elementi icin belirgin bir sekilde H ve K cizgileri vardir Notr metaller Fe I Cr I F sinifi yildizlar icin iyonize metal hatlarini gec kazanmaya baslarlar Tayflari zayif hidrojen hatlari ve iyonize metaller ile tanimlandirilir Renkleri beyazdir ve gorunur isikta saf bir beyaz renk isimasi yaparlar Gunes e komsu ana dizi yildizlardan yaklasik 33 te 1 i F sinifi yildiz icerir Ornekler F0IIIa Zeta Leonis F0Ib F2V G sinifi Bilinen yasamin en onemli kaynagi olan G sinifi yildiz tipi Gunes imiz Sol alttaki gorulen koyu renkli alan buyuk bir gunes lekesi dir G sinifi yildizlari tanimlarsak muhtemelen gunesimizin bu siniftan olmasi sebebiyle en iyi bilinen yildiz sinifidir Gorunur isikta genellikle beyaz veya sarimsi beyaz isinim yaparlar Gunes e komsu ana dizi yildizlarindan 13 te 1 i G sinifi yildiz barindir En dikkat cekici sey Ca II nin H ve K cizgileri olup bunlar G2 de en belirgin olanlaridir F sinifi yildizlardan daha zayif hidrojen cizgilerine sahiptirler ancak iyonize metaller ile birlikte notr metallerde iceriginde mevcuttur CH molekullerinin G sinifi yildiz bileseninde belirgin bir artis gosterir Ustdev yildizlar evrimleri boyunca G sinifi yildiz isinimlarida yapabilirler Fakat Ustdev yildizlar evrimleri boyunca genellikle O veya B mavi ve K veya M kirmizi arasinda tayfsal isimada yapabilirler Bunu yaparken G siniflandirmasinda uzun sure kalmazlar cunku ustundevler yasamlari boyunca son derece dengesiz bir spekturumda dolanirlar Ornekler G0V Beta Canum Venaticorum G0IV Eta Bootis G0Ib G2V Gunes G5V G5IV G5Ib G8V G8IV G8IIIa G8IIIab G8Ib K sinifi Gunes ve Antares e kiyasla bir K1 5 devi olan Arcturus K sinifi yildizlar gunesimizden biraz daha yuzey sicakligi dusuk olan turuncumsu yildizlardir K sinifi yildizlara ornek verilirse en yakin komsumuz Alfa Centauri B bir K sinifi yildiz tipidir Bu tayfta bulunan ana dizin yildizlari Acturus gibi Parlak dev ve Ustdev yildizlarda K tipi isinim yapabilirler Son derece zayif hidrojen hatlarina sahiptirler eger varsa cogunlukla notr metaller Mn I Fe I Si I titanyum oksitin molekuler hatlarini gec ortaya cikabilir Gunes e komsu 8 ana dizin yildizdan yaklasik 1 i K sinifi yildiz icerir Ornekler K0V K0III Pollux K0III K2V Epsilon Eridani K2III K3III K5V 61 Cygni A K5III K4III Gamma MuscaeM sinifi M sinifi en yaygin yildiz sinifidir Gunes e komsu ana dizin yildizlarinin 1 32 sinde 1 i M yildizidir Gunes i cevreleyen yildizlararasi boslukta ana dizin yildizlarinin yaklasik 76 si M sinifina ait kirmizi cuce yildizlardir M sinifi Antares ve Betelgeuse gibi devlerin ve bazi Ustdev ve Mira degiskenlerine ev sahipligi yapmaktadir M grubunda L spektrumunun uzerinde olan sicak kahverengi cuceler bulunur Bu genellikle M6 5 ila M9 5 arasinda degisir Bir M yildizinin spektrumu molekullere ve tum notr metallere ait cizgileri gosterir ancak hidrojen cizgileri genellikle yoktur M yildizlarinda kuvvetli olabilir genellikle M5 ile hakimdir cizgileri M sinifi icin gec mevcut hale gelmeye baslar Ornekler M0IIIa Beta Andromedae M2III M1 M2Ia Iab Betelgeuse M2Ia Ayrica bakinizYildiz SpektrumKaynakca Analyse spectrale de la lumiere de quelques etoiles et nouvelles observations sur les taches solaires 18 Temmuz 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde P Secchi Comptes Rendus des Seances de l Academie des Sciences 63 July December 1866 pp 364 368 Nouvelles recherches sur l analyse spectrale de la lumiere des etoiles 18 Temmuz 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde P Secchi Comptes Rendus des Seances de l Academie des Sciences 63 July December 1866 pp 621 628 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 pp 62 63 Hearnshaw 1986 p 60 Hearnshaw 1986 Classification of Stellar Spectra Some History 5 Temmuz 2017 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 14 Eylul 2013 pp 62 63 Stars and Their Spectra An Introduction to the Spectral Sequence James B Kaler Cambridge Cambridge University Press 1997 ISBN 0521585708 Cannon Annie Jump Pickering Edward Charles 1912 Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College vol 56 no 4 Cambridge Mass The Observatory a b c d Habets G M H J Heinze J R W Kasim 1981 Empirical bolometric corrections for the main sequence Astronomy and Astrophysics Supplement Series Cilt 46 ss 193 237 Tables VII and VIII Bibcode 1981A amp AS 46 193H Luminosities are derived from Mbol figures using Mbol 4 75 Weidner Carsten Vink Jorick S Aralik 2010 The masses and the mass discrepancy of O type stars Astronomy and Astrophysics Cilt 524 A98 arXiv 1010 2204 2 Bibcode 2010A amp A 524A 98W doi 10 1051 0004 6361 201014491 a b Charity Mitchell What color are the stars 1 Agustos 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 13 Mayis 2006 Australia Telescope National Facility 17 Ekim 2018 12 Mart 2014 tarihinde kaynagindan arsivlendi Moore Patrick 1992 The Guinness Book of Astronomy Facts amp Feats 4 bas Guinness ISBN 978 0 85112 940 2 Australia Telescope Outreach and Education 21 Aralik 2004 8 Kasim 2004 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 26 Eylul 2007 Explains the reason for the difference in color perception a b c Baraffe I Chabrier G Barman T S Allard F Hauschildt P H Mayis 2003 Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets The case of HD 209458 Astronomy and Astrophysics 402 2 ss 701 712 arXiv astro ph 0302293 2 Bibcode 2003A amp A 402 701B doi 10 1051 0004 6361 20030252 a b c d e f g h LeDrew G The Real Starry Sky 14 Aralik 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde 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 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 Morgan William Wilson Keenan Philip Childs 1973 Spectral Classification Annual Review of Astronomy and Astrophysics Cilt 11 ss 29 50 Bibcode 1973ARA amp A 11 29M doi 10 1146 annurev aa 11 090173 000333 Caballero Nieves S M Nelan E P Gies D R Wallace D J DeGioia Eastwood K Herrero A Jao W C Mason B D Massey P Moffat A F J Walborn N R Subat 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 2 Bibcode 2014AJ 147 40C doi 10 1088 0004 6256 147 2 40 Prinja R K Massa D L Ekim 2010 Signature of wide spread clumping in B supergiant winds Astronomy and Astrophysics Cilt 521 L55 arXiv 1007 2744 2 Bibcode 2010A amp A 521L 55P doi 10 1051 0004 6361 201015252 Gray David F Kasim 2010 Photospheric Variations of the Supergiant g Cyg The Astronomical Journal 140 5 ss 1329 1336 Bibcode 2010AJ 140 1329G doi 10 1088 0004 6256 140 5 1329 a b Naze Y Kasim 2009 Hot stars observed by XMM Newton I The catalog and the properties of OB stars Astronomy and Astrophysics 506 2 ss 1055 1064 arXiv 0908 1461 2 Bibcode 2009A amp A 506 1055N doi 10 1051 0004 6361 200912659 Lyubimkov Leonid S Lambert David L Rostopchin Sergey I Rachkovskaya Tamara M Poklad Dmitry B Subat 2010 Accurate fundamental parameters for A F and G type Supergiants in the solar neighbourhood Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 402 2 ss 1369 1379 arXiv 0911 1335 2 Bibcode 2010MNRAS 402 1369L doi 10 1111 j 1365 2966 2009 15979 x Gray R O Corbally C J Garrison R F McFadden M T Robinson P E Ekim 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 ss 2048 2059 arXiv astro ph 0308182 2 Bibcode 2003AJ 126 2048G doi 10 1086 378365 Shenavrin V I Taranova O G Nadzhip A E Ocak 2011 Search for and study of hot circumstellar dust envelopes Astronomy Reports Cilt 55 ss 31 81 Bibcode 2011ARep 55 31S doi 10 1134 S1063772911010070 Cenarro A J Peletier R F Sanchez Blazquez P Selam S O Toloba E Cardiel N Falcon Barroso J Gorgas J Jimenez Vicente J Vazdekis A Ocak 2007 Medium resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra II The stellar atmospheric parameters Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 374 2 ss 664 690 arXiv astro ph 0611618 2 Bibcode 2007MNRAS 374 664C doi 10 1111 j 1365 2966 2006 11196 x Sion Edward M Holberg J B Oswalt Terry D McCook George P Wasatonic Richard Aralik 2009 The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun Kinematics and Statistics The Astronomical Journal 138 6 ss 1681 1689 arXiv 0910 1288 2 Bibcode 2009AJ 138 1681S doi 10 1088 0004 6256 138 6 1681 a b c d e f g h Garrison R F 1994 A Hierarchy of Standards for the MK Process Astronomical Society of the Pacific Cilt 60 s 3 Bibcode 1994ASPC 60 3G Planets Prefer Safe Neighborhoods 7 Haziran 2010 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 5 Aralik 2008 Checking the yellow evolutionary void Three evolutionary critical Hypergiants HD 33579 HR 8752 amp IRC 10420 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 This rises to 78 6 if we include all stars See the above note