Yıldız sınıflandırma (astronomi): Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
tba |
k Betelgeuse_star_(Hubble).jpg adlı dosya, Jameslwoodward tarafından Commons'tan silindiği için kaldırıldı. Gerekçe:Per commons:Commons:Deletion requests/File:Betelgeuse star (Hubble).jpg |
||
1. satır:
{{türkçe değil}}
'''Yıldız sınıflandırma''', [[gökbilim]]de, [[yıldız]]ların 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 çizgileri]]ne dayalı bir sınıflandırma yöntemi sunmaktadır. [[19. yüzyıl]]a dayanan ve bugünkü yöntemlerin de temelini oluşturan bir sınıflandırma, yıldızları tayfölçüm sayesinde ''A''</u>'dan ''Q''</u>'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:<ref>[http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k30204/f364.table 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.</ref><ref>[http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k30204/f623.table 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.</ref><ref>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.</ref>
*'''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 [[γ Orionis|Bellatrix]] gibi kalın bantlar yerine ince hatlar içeren bir altsınıftır. Günümüz koşullarında, B-sınıfı yıldızlara karşılık gelir.
*'''Sınıf II:''' [[Güneş]], [[Arcturus]] ve [[Capella (yıldız)|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:<ref>pp. 62–63, Hearnshaw 1986.</ref>
*'''Sınıf IV:''' Belirgin [[karbon]] bantları ve hatlarına sahip kırmızı yıldızlardır (karbon yıldızları).
1877'de ise beşinci bir sınıf ekler:<ref>p. 60, Hearnshaw 1986.</ref>
*'''Sınıf V:''' [[γ Cassiopeiae]] ve [[β Lyrae|Sheliak]] gibi [[tayf çizgileri|salma-çizgisi]] yıldızları.
1890'ların sonunda, bu sınıflandırma yerini bu makalenin devamında anlatılacak olan Harvard sınıflandırmasına bırakmaya başlamıştır.<ref>[http://www.astro.ufl.edu/~gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5 Classification of Stellar Spectra: Some History]</ref><ref>pp. 62–63, ''Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence'', James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, ISBN 0521585708.</ref>
== Harvard Tayf Sınıflandırması ==
'''Harvard''' sınıflaması yaklaşık 1912 yılında Annie Jump Cannon ve Edward C. Pickering tarafından Harvard Kolej Laboratuarı'nda geliştirilmiş bir sınıflamadır.<ref>Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912), Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College; vol. 56, no. 4, Cambridge, Mass.: The Observatory</ref> 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.
{| class="wikitable"
|-
! Sınıf
! Yüzey sıcaklığı<ref name=calib /><br>([[kelvin]])
! abbr="color" | Geleneksel renk
! abbr="color" | Görünen renk<ref name="möre">The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1</ref><ref>{{cite web
| tarih = 21-12-2004
| url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
| başlık = The Colour of Stars
| yayımcı = Australia Telescope Outreach and Education
| accessdate = 26-09-2007
}} — Explains the reason for the difference in colour perception.</ref><ref name="Charity">
{{cite web | yazar=Charity, Mitchell
| başlık = What color are the stars?
| url = http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/
| erişimtarihi = 13-05-2006 }}
</ref>
! Kütle<ref name=calib>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, {{bibcode|1981A&AS...46..193H}}. Luminosities are derived from M<sub>bol</sub> figures, using M<sub>bol</sub>(☉)=4.75.</ref><br />([[Güneş kütlesi]])
! Yarıçap<ref name=calib /><br />([[Güneş yarıçapı]])
! Aydınlatma gücü<ref name=calib /><br>(bolometrik)
! Hidrojen<br />çizgileri
! Tüm<br />[[Anakol yıldızı|Anakol yıldızları]]<br />fraksiyonu<ref name="LeDrew2001">[[Glenn LeDrew|LeDrew, G.]]; ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L 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</ref>
|- style="background:#9db4ff;"
!style="background:#9db4ff;"| [[#O sınıfı|O]]
| ≥ 33.000 K
|style="background:#9bb0ff;"| mavi
| mavi
| ≥ 16 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| ≥ 6,6 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| ≥ 30.000 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Zayıf
| ~%0,00003
|- style="background:#aabfff;"
!style="background:#abbfff;"| [[#B sınıfı|B]]
| 10.000–33.000 K
|style="background:#bbccff;"| mavi beyaz beyaz renge doğru
| mavi beyaz
| 2,1–16 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| 1,8–6,6 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| 25–30.000 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Orta
| %0,13
|- style="background:#cad8ff;"
!style="background:#cad8ff;"| [[#A sınıfı|A]]
| 7.500–10.000 K
|style="background:##e2e7ff;"| beyaz
| mavi beyaz beyaz renge doğru
| 1,4–2,1 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| 1,4–1,8 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| 5–25 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Güçlü
| %0,6
|- style="background:#fbf8ff;"
!style="background:#fbf8ff;"| [[#F sınıfı|F]]
| 6.000–7.500 K
|style="background:#fff8f8;"| sarımsı beyaz
| beyaz
| 1,04–1,4 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| 1,15–1,4 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| 1,5–5 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Orta
| %3
|- style="background:#fff4e8;"
!style="background:#fff4e8;"| [[#G sınıfı|G]]
| 5.200–6.000 K
|style="background:#fff0e3;"| sarı
| sarımsı beyaz
| 0,8–1,04 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| 0,96–1,15 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| 0,6–1,5 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Zayıf
| %7,6
|- style="background:#ffddb4;"
!style="background:#ffddb4;"| [[#K sınıfı|K]]
| 3.700–5.200 K
|style="background:#ff9833;"| turuncu
| sarı turuncu
| 0,45–0,8 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| 0,7–0,96 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| 0,08–0,6 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Çok Zayıf
| %12,1
|- style="background:#ffbd6f;"
!style="background:#ffbd6f;"| [[#M sınıfı|M]]
| 2.000–3.700 K
|style="background:#d20033; color:#fff;"| kırmızı
| turuncu kırmızı
| ≤ 0,45 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| ≤ 0,7 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| ≤ 0,08 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Çok Zayıf
| %76,45
|- style="background:#d20033;"
!style="background:#d20033;"| [[Kahverengi cüce#L sınıfı|L]]
| 1.300–2.000 K
| style="background:#cc0099;"| mor-kırmızı
| style="background:#d20033; color:#fff;"| kırmızı
| Bilinmiyor
| Bilinmiyor
| Bilinmiyor
| Son derece zayıf
| ≥ %100
|- style="background:#cc0099;"
!style="background:#cc0099;"| [[Kahverengi cüce#T sınıfı|T]]
| 700-1.300 K
| style="background:#996633;"| kahverengi
| style="background:#cc0099; color:#fff;"| mor-kırmızı
| Bilinmiyor
| Bilinmiyor
| Bilinmiyor
| Son derece zayıf
| ≥ %100
|- style="background:#996633;"
!style="background:#996633;"| [[Kahverengi cüce#Y sınıfı|Y]]
| ≤ 700 K
| style="background:#663300;"| koyu kahverengi
| style="background:#996633; color:#fff;"| kahverengi
| Bilinmiyor
| Bilinmiyor
| Bilinmiyor
| Son derece zayıf
| ≥ %100
|}
Her bir sınıf için listelenen kütle, yarıçap, ve aydınlatma gücü sadece [[Anakol yıldızı|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.
{| class="wikitable" style="float: right"
|+ Yıldız Tayflarının Draper Kataloğu'nda Sınıflandırılması<ref name = "drapera"/><ref name="draperb"/>
|-
! Secchi || Draper || Açıklama
|-
| I
| A, B, C, D
| Hidrojen çizgileri hakimdir.
|-
| II
| E, F, G, H, I, K, L
|-
| III
| M
|-
| IV
| N || Katalogda görünmüyor.
|-
|
| O || Parlak çizgiler ile [[Wolf-Rayet yıldızı|Wolf-Rayet]] tayfı.
|-
|
| P || Gezegenimsi bulutsular.
|-
|
| Q || Diğer tayf.
|}
[[Dosya:H-R diagram.svg|thumb|right|270px|[[Hertzsprung-Russell diyagramı]]]]
== Yerkes Tayf Sınıflandırması ==
([[1943]], [[William Wilson Morgan]], [[Phillip C. Keenan]] ve [[Edith Kellman]])(Yerkes Gözlemevi, [[Wisconsin]], [[Amerika Birleşik Devletleri|ABD]])
==Yerkes spectral classification==
<span id="Luminosity class" /><span id="Luminosity classes" />
The '''Yerkes spectral classification''', also called the '''MKK''' system from the authors' initials, is a system of stellar spectral classification introduced in 1943 by [[William Wilson Morgan]], [[Phillip C. Keenan]] and [[Edith Kellman]] from [[Yerkes Observatory]].<ref>Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943), "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification", Chicago, Ill., The University of Chicago press</ref> This classification is based on [[spectral line]]s sensitive to stellar surface gravity which is related to luminosity, as opposed to the Harvard classification which is based on surface temperature. Later, in 1953, after some revisions of list of standard stars and classification criteria, the scheme was named '''MK''' (by William Wilson Morgan and Phillip C. Keenan initials).<ref name="ref_MK">{{Dergi kaynağı
| last = Phillip C. Keenan | first = William Wilson Morgan
| title = Spectral Classification
| journal = [[Annual Reviews]] of Astronomy and Astrophysics
| volume = 11 | pages = 29–50
| date = 1973
| publisher = [[Annual Reviews]]
| url = http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1973ARA%26A..11...29M&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=449aa1cc7c02014
| id =
| doi = 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 }}
</ref>
Since the radius of a [[giant star]] is much larger than a [[dwarf star]] while their masses are roughly comparable, the gravity and thus the gas density and pressure on the surface of a giant star are much lower than for a dwarf. These differences manifest themselves in the form of ''luminosity effects'' which affect both the width and the intensity of spectral lines which can then be measured. Denser stars with higher surface gravity will exhibit greater ''pressure broadening'' of spectral lines.
description of the effects:
A number of different '''luminosity classes''' are distinguished:
{{star nav}}
* '''I''' [[Üstdevler]]
** '''Ia-0''' ([[Üstündevler]] or extremely luminous [[supergiant]]s (later addition)), Example: [[Eta Carinae]] (spectrum-peculiar)
** '''Ia''' (luminous supergiants), Example: [[Deneb]] (spectrum is A2Ia)
** '''Iab''' (intermediate luminous supergiants)
** '''Ib''' (less luminous supergiants), Example: [[Betelgeuse]] (spectrum is M2Ib)
* '''II''' [[bright giant]]s-
**'''IIa''', Example: [[Beta Scuti|β Scuti]] (HD 173764) (spectrum is G4 IIa)
** '''IIab''' Example: HR 8752 (spectrum is G0Iab:)
** '''IIb''', Example: HR 6902 (spectrum is G9 IIb)
* '''III''' normal [[Dev yıldız]]lar
** '''IIIa''', Example: [[Rho Persei|ρ Persei]] (spectrum is M4 IIIa)
** '''IIIab''' Example: δ Reticuli (spectrum is M2 IIIab)
** '''IIIb''', Example: Pollux (spectrum is K2 IIIb)
* '''IV''' [[subgiant star|subgiant]]
** '''IVa''', Example: [[Epsilon Reticuli|ε Reticuli]] (spectrum is K1-2 IVa-III)
** '''IVab'''
**'''IVb''', Example: HR 672 A (spectrum is G0.5 IVb)
* '''V''' [[main sequence]] stars (dwarfs)
** '''Va''', Example: AD Leonis (spectrum M4Vae)
** '''Vab'''
**'''Vb''', Example: 85 Pegasi A (spectrum G5 Vb)
* '''VI''' [[subdwarf star|subdwarf]]s (rarely used)
* '''VII''' [[Ak cüceler]] (rarely used)
Marginal cases are allowed; for instance a star classified as Ia0-Ia would be a very luminous supergiant, verging on hypergiant. Examples are below. The spectral type of the star is not a factor.
{| class="wikitable"
! Marginal Symbols
! Example
! Explanation
|-
!-
|G2 '''I-II'''
|The star is between super giant and bright giant.
|-
!+
|O9.5 '''Ia+'''
|The star is a hypergiant star.
|-
!/
|M2 '''IV/V'''
|The star is either a subgiant or a dwarf star.
|-
|}
== Tayf tipleri ==
The following illustration represents star classes with the colors very close to those actually perceived by the human eye. The relative sizes are for [[main sequence]] or "dwarf" stars.
{{Temiz}}
[[Dosya:Morgan-Keenan spectral classification.png|thumb|left|550px|Morgan-Keenan tayf sınıflandırması]]
=== 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.<ref group="nb" name="proportions">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.</ref><ref name="LeDrew2001"/>
'''O''' yıldızlarının ışıma gücü güneşinkinin bir milyon katından daha fazladır. These stars have dominant lines of absorption and sometimes emission for [[helium|He]] II lines, prominent ionized ([[silicon|Si]] IV, [[oxygen|O]] III, [[nitrogen|N]] III, and [[carbon|C]] III) and neutral [[helium]] lines, strengthening from O5 to O9, and prominent hydrogen [[Balmer lines]], although not as strong as in later types. 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.<ref>[http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ Planets Prefer Safe Neighborhoods]</ref>
:'''Örnekler:''' [[Zeta Orionis]], [[Zeta Puppis]], [[Lambda Orionis]], [[Delta Orionis]]
=== B sınıfı ===
Class '''B''' stars are extremely luminous and blue. Their spectra have neutral helium, which are most prominent at the B2 subclass, and moderate hydrogen lines. Ionized metal lines include [[magnesium|Mg]] II and [[silicon|Si]] II. As [[OB star|O and B stars]] are so powerful, they only live for a very short time, and thus they do not stray far from the area in which they were formed. These stars tend to cluster together in what are called [[OB association]]s, which are associated with giant [[molecular cloud]]s. The Orion OB1 association occupies a large portion of a [[spiral arm]] of our [[Milky Way|galaxy]] and contains many of the brighter stars of the [[Orion constellation|constellation Orion]]. About 1 in 800 of the main sequence stars in the solar neighborhood are Class '''B''' stars.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>.
:'''Örnekler:''' [[Rigel]], [[Spica]], [[Ülker (yıldız kümesi)|Ülker]] kümesinin parlak yıldızları
=== A sınıfı ===
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 ([[iron|Fe]] II, [[magnesium|Mg]] II, [[silicon|Si]] II) at a maximum at A5. The presence of [[calcium|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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>
:'''Examples:''' [[Vega]], [[Sirius]], [[Deneb]]
=== F sınıfı ===
Class '''F''' stars have strengthening ''H'' and ''K'' lines of [[calcium|Ca]] II. Neutral metals ([[iron|Fe]] I, [[chromium|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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>
:'''Examples:''' [[Mu Draconis|Arrakis]], [[Canopus]], [[Procyon]]
=== G sınıfı ===
[[Dosya:Sun920607.jpg|thumb|right|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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>
Most notable are the ''H'' and ''K'' lines of [[calcium|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".<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000A%26A...353..163N&db_key=AST&data_type=HTML&format= ''Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420'']</ref> 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 (star)|Capella]], [[Tau Ceti]]
=== K sınıfı ===
Class '''K''' are orangish stars which are slightly cooler than our Sun. Some K stars are [[giant (star)|giants]] and [[supergiant star|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 ([[manganese|Mn]] I, [[iron|Fe]] I, [[silicon|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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>
:'''Examples:''' [[Alpha Centauri B]], [[Epsilon Eridani]], [[Arcturus]], [[Aldebaran]]
=== M sınıfı ===
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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref group="nb">This rises to 78.6% if we include all stars. (See the above note.)</ref><ref name="LeDrew2001"/> 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]] [[variable star|variables]]. The late-M group holds hotter [[brown dwarf]]s 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 [[molecule]]s 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 <ref>[http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0610096 Optical Spectroscopy of 2MASS Color-Selected Ultracool Subdwarfs], Adam J. Burgasser et al., 2006</ref> (subdwarf)
:'''Examples:''' [[Teide 1]] (field brown dwarf), GSC 08047-00232 B <ref>[http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0412548 Astrometric and Spectroscopic Confirmation of a Brown Dwarf Companion to GSC 08047-00232], G. Chauvin et al., 2004</ref> (companion brown dwarf)
==
{{Kaynakça|2}}
----
<references group="nb"/>
{{yıldız-taslak}}
[[Kategori:
[[Kategori:Sınıflandırma sistemleri]]
[[Kategori:Yıldızlar|Sınıflandırma]]
[[Kategori:Tayf tipine göre yıldızlar]]
[[Kategori:Aydınlatma gücü sınıfına göre yıldızlar]]
[[Kategori:Yıldız gökbilimi|Sınıflandırma]]
{{Link SM|hu}}
{{Link SM|sk}}
[[ro:
| |||
.jpg){kind=link}