Vikipedi

Yıldız sınıflandırma (astronomi): Revizyonlar arasındaki fark

Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmemiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
→‎Kaynakça: düzeltme AWB ile
Tugsataydin (mesaj | katkılar)
Beyaz liste
1.058 değişiklik
k 2 hafta içinde metin çevirilmediği takdirde silinecek. İngilizce'den Türkçe'ye çevrildi.
Etiketler: Görsel Düzenleyici Mobil değişiklik Mobil ağ değişikliği
168. satır:
([[1943]], [[William Wilson Morgan]], [[Phillip C. Keenan]] ve [[Edith Kellman]])(Yerkes Gözlemevi, [[Wisconsin]], [[Amerika Birleşik Devletleri|ABD]])
==Yerkes spectral classification==
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. [21] 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). [22]
<span id="Luminosity class" ></span><span id="Luminosity classes" ></span>▼
 
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.
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
 
▲Etkilerin tanımı: Çeşitli parlaklık sınıfları ayırt edilir:<span id="Luminosity class" ></span><span id="Luminosity classes" ></span>
 
[[Yerkes Observatory|ry]].<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>.<ref name="ref_MK">{{Dergi kaynağı
| last = Phillip C. Keenan | first = William Wilson Morgan
| title = Spectral Classification
Satır 182 ⟶ 186:
</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}}
 
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Yıldız_sınıflandırma_(astronomi)" sayfasından alınmıştır