Vikipedi

Yıldız sınıflandırma (astronomi): Revizyonlar arasındaki fark

Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
Tugsataydin (mesaj | katkılar)
Beyaz liste
1.058 değişiklik
k Çeviriri
Etiketler: Görsel Düzenleyici Mobil değişiklik Mobil ağ değişikliği
CRea80 (mesaj | katkılar)
Devriyeler
23.147 değişiklik
+kaynakça +çeviri
1. satır:
{{türkçe değil}}
 
{{star nav}}▼
'''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.
 
Satır 134 ⟶ 136:
 
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">The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial, Edward C. Pickering, ''Annals of Harvard College Observatory'' '''27''' (1890), {{bibcode|1890AnHar..27....1P}}. See in particular pp. 1–4.</ref><ref name="draperb">pp. 106–108, Hearnshaw 1986.</ref>
|-
! 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.
|-
| &nbsp;
| O || Parlak çizgiler ile [[Wolf-Rayet yıldızı|Wolf-Rayet]] tayfı.
|-
| &nbsp;
| P || Gezegenimsi bulutsular.
|-
| &nbsp;
| Q || Diğer tayf.
|}
 
[[Dosya:H-R diagram.svg|thumb|right|270px|[[Hertzsprung-Russell diyagramı]]]]
 
== 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.<ref>{{cite [21]book |title=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification |publisher=The University of Chicago Press |first1=William Wilson |last1=Morgan |first2=Philip Childs |last2=Keenan |first3=Edith |last3=Kellman |date=1943 |bibcode=1943assw.book.....M |oclc=1806249}}</ref> 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).<ref [22]name="ref_MK">{{cite journal |title=Spectral Classification |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |first1=William Wilson |last1=Morgan |first2=Philip Childs |last2=Keenan |volume=11 |pages=29–50 |date=1973 |doi=10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 |bibcode=1973ARA&A..11...29M}}</ref>▼
([[1943]], [[William Wilson Morgan]], [[Phillip C. Keenan]] ve [[Edith Kellman]])(Yerkes Gözlemevi, [[Wisconsin]], [[Amerika Birleşik Devletleri|ABD]])
 
Dev bir yıldızın[[dev yıldız|yıldız]]ın yarıçapı, bir [[cüce yıldızayıldız]]a 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.▼
== Yerkes Spektral Sınıflaması ==
▲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]
 
▲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:<span id="Luminosity class"></span><span id="Luminosity classes"></span>
 
* '''0''' veya '''Ia<sup>+</sup>''' ([[üstündev]]ler veya son derece parlak üstdevler). Örneğin: [[Cygnus OB2-12|Cygnus OB2#12]] (B3-4Ia+)<ref name="Caballero-Nieves">{{Cite journal |title=A High Angular Resolution Survey of Massive Stars in Cygnus OB2: Results from the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors |journal=The Astronomical Journal |last1=Caballero-Nieves |first1=S. M. |last2=Nelan |first2=E. P. |last3=Gies |first3=D. R. |last4=Wallace |first4=D. J. |last5=DeGioia-Eastwood |first5=K. |last6=Herrero |first6=A. |last7=Jao |first7=W.-C. |last8=Mason |first8=B. D. |last9=Massey |first9=P. |last10=Moffat |first10=A. F. J. |last11=Walborn |first11=N. R. |display-authors=5 |volume=147 |issue=2 |at=40 |date=Şubat 2014 |doi=10.1088/0004-6256/147/2/40 |bibcode=2014AJ....147...40C |arxiv=1311.5087}}</ref>
▲{{star nav}}
* '''Ia''' (aydınlık üstdevler). Örneğin: [[Eta Canis Majoris]] (B5Ia)<ref name="Prinja">{{Cite journal |title=Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds |journal=Astronomy and Astrophysics |last1=Prinja |first1=R. K. |last2=Massa |first2=D. L. |volume=521 |at=L55 |date=Ekim 2010 |doi=10.1051/0004-6361/201015252 |bibcode=2010A&A...521L..55P |arxiv=1007.2744}}</ref>
 
* '''Iab''' (orta aydınlık üstdevler). Örneğin: [[Gama Cygni]] (F8Iab)<ref name="GrayDF">{{Cite journal |title=Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg |journal=The Astronomical Journal |last1=Gray |first1=David F. |volume=140 |issue=5 |pages=1329–1336 |date=Kasım 2010 |doi=10.1088/0004-6256/140/5/1329 |bibcode=2010AJ....140.1329G}}</ref>
* '''I''' [[Üstdevler]]
* '''Ib''' (az aydınlık üstdevler). Örneğin: [[Zeta Persei]] (B1Ib)<ref name="Nazé"/>
** '''Ia-0''' ([[Üstündevler]] or extremely luminous [[supergiant]]s (later addition)), Example: [[Eta Carinae]] (spectrum-peculiar)
* '''II''' [[parlak dev]]ler. Örneğin: [[Beta Leporis]] (G0II)<ref name="Lyubimkov">{{Cite journal |title=Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |last1=Lyubimkov |first1=Leonid S. |last2=Lambert |first2=David L. |last3=Rostopchin |first3=Sergey I. |last4=Rachkovskaya |first4=Tamara M. |last5=Poklad |first5=Dmitry B. |volume=402 |issue=2 |pages=1369–1379 |date=February 2010 |doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x |bibcode=2010MNRAS.402.1369L |arxiv=0911.1335}}</ref>
** '''Ia''' (luminous supergiants), Example: [[Deneb]] (spectrum is A2Ia)
* '''III''' olağan [[dev yıldız|devler]]. Örneğin: [[Arcturus]] (K0III)<ref name="GrayRO">{{Cite journal |title=Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I |journal=The Astronomical Journal |last1=Gray |first1=R. O. |last2=Corbally |first2=C. J. |last3=Garrison |first3=R. F. |last4=McFadden |first4=M. T. |last5=Robinson |first5=P. E. |volume=126 |issue=4 |pages=2048–2059 |date=October 2003 |bibcode=2003AJ....126.2048G |doi=10.1086/378365 |arxiv=astro-ph/0308182}}</ref>
** '''Iab''' (intermediate luminous supergiants)
* '''IV''' [[altdev]]ler. Örneğin: [[Gama Cassiopeiae]] (B0.5IVpe)<ref name="Shenavrin">{{Cite journal |title=Search for and study of hot circumstellar dust envelopes |journal=Astronomy Reports |last1=Shenavrin |first1=V. I. |last2=Taranova |first2=O. G. |last3=Nadzhip |first3=A. E. |volume=55 |pages=31–81 |date=January 2011 |doi=10.1134/S1063772911010070 |bibcode=2011ARep...55...31S}}</ref>
** '''Ib''' (less luminous supergiants), Example: [[Betelgeuse]] (spectrum is M2Ib)
* '''V''' [[anakol|ana-kol]] yıldızları (cüceler). Örneğin: [[Achernar]] (B6Vep)<ref name="Nazé">{{Cite journal |title=Hot stars observed by XMM-Newton. I. The catalog and the properties of OB stars |journal=Astronomy and Astrophysics |last1=Nazé |first1=Y. |volume=506 |issue=2 |pages=1055–1064 |date=Kasım 2009 |doi=10.1051/0004-6361/200912659 |bibcode=2009A&A...506.1055N |arxiv=0908.1461}}</ref>
* '''II''' [[bright giant]]s-
* '''sd''' (ünvan) [[altcüce]]ler. Örneğin: [[HD 149382]] (sdB5)<ref name="Cenarro">{{Cite journal |title=Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |last1=Cenarro |first1=A. J. |last2=Peletier |first2=R. F. |last3=Sanchez-Blazquez |first3=P. |last4=Selam |first4=S. O. |last5=Toloba |first5=E. |last6=Cardiel |first6=N. |last7=Falcon-Barroso |first7=J. |last8=Gorgas |first8=J. |last9=Jimenez-Vicente |first9=J. |last10=Vazdekis |first10=A. |volume=374 |issue=2 |pages=664–690 |date=January 2007 |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x |bibcode=2007MNRAS.374..664C |arxiv=astro-ph/0611618}}</ref>
**'''IIa''', Example: [[Beta Scuti|β Scuti]] (HD 173764) (spectrum is G4 IIa)
* '''D''' (ünvan) [[beyaz cüce]]ler. Örneğin: [[van Maanen 2]] (DZ8)<ref name="Sion">{{cite journal |title=The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics |journal=The Astronomical Journal |first1=Edward M. |last1=Sion |first2=J. B. |last2=Holberg |first3=Terry D. |last3=Oswalt |first4=George P. |last4=McCook |first5=Richard |last5=Wasatonic |volume=138 |issue=6 |pages=1681–1689 |date=December 2009 |doi=10.1088/0004-6256/138/6/1681 |bibcode=2009AJ....138.1681S |arxiv=0910.1288}}</ref>
** '''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''' ÖRNEK: 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 ==
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Yıldız_sınıflandırma_(astronomi)" sayfasından alınmıştır