Yıldız sınıflandırma (astronomi): Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmemiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
→M sınıfı: düzeltme AWB ile |
Tugsataydin (mesaj | katkılar) kDeğişiklik özeti yok |
||
166. satır:
'''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. Çok ağır olmalarından dolayı, O yıldızlarının çekirdeği çok sıcaktır, bu hidrojenlerinin çabuk yanmasına neden olur ve [[
:'''Örnekler:''' [[Zeta Orionis]], [[Zeta Puppis]], [[Lambda Orionis]], [[Delta Orionis]]
193. satır:
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.<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> 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:''' [[Sun]], [[Alpha Centauri A]], [[Capella (
=== K sınıfı ===
206. satır:
M sınıfı, Antara ve [[Betelgeuse]] gibi devlerin ve bazı Üstdev ve Mira değişkenlerine ev sahipliği yapmaktadır. M grubunda, L spektrumunun üzerinde olan sıcak [[kahverengi cüce]]ler 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. [[Titanyum oksit]] M yıldızlarında kuvvetli olabilir, genellikle M5 ile hakimdir. [[Vanadyum oksit]] çizgileri M sınıfı için geç mevcut hale gelmeye başlar.
:'''Örnekler:''' [[Betelgeuse]]
:'''Örnekler:''' [[Proxima Centauri]], [[Barnard Yıldızı|Barnard's star]], [[Gliese 581]] (kırmızı cüce)
:'''Örnekler:''' 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> (alt cüce)
:'''Örnekler:''' [[Teide 1]] (kahverengi cüce bölgesi), 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> (yoldaş kahverengi cüce)
| |||