Yıldız sınıflandırma (astronomi): Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Tugsataydin (mesaj | katkılar) k +kaynaksız |
BotHorizon (mesaj | katkılar) k Geçersiz tarih formatı düzeltiliyor. |
||
1. satır:
{{birleştir|
'''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 Laboratuvarı'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 /><ref name=typarallax>{{Dergi kaynağı | doi= 10.1126/science.1241917 | title= Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects | journal=Science | year=2013 | volume=published online 5 September 2013 | pages=1492–1495 | arxiv= 1309.1422 | bibcode=2013arXiv1309.1422D | author=T. J. Dupuy & A. L. Kraus | issue= 6153}}</ref><ref name=weidner>{{cite arXiv|eprint=1010.2204v1|author1=Carsten Weidner|author2=Jorick Vink|title=The masses, and the mass discrepancy of O-type stars|class=astro-ph.SR|year=2010}}</ref><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>{{Web kaynağı | tarih =21 Aralık 2004| url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | başlık = The Colour of Stars | yayımcı = Australia Telescope Outreach and Education | erişimtarihi =26 Eylül 2007| arşivurl = http://web.archive.org/web/20131203222826/http://outreach.atnf.csiro.au:80/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | arşivtarihi = 3 Aralık 2013}} — Explains the reason for the difference in colour perception.</ref><ref name="Charity">
{{Web kaynağı | yazar = Charity, Mitchell | başlık = What color are the stars? | url = http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/ | erişimtarihi =13 Mayıs 2006| arşivurl = http://web.archive.org/web/20160801033342/http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/ | arşivtarihi = 1 Ağustos 2016}}
</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:#fbf8ff;"| 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:#ffffed;"| 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:#ffff00;"| 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:#ff0000; 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:#f84235;"
!style="background:#f84235;"| [[Kahverengi cüce#L sınıfı|L]]
| 1.300–2.000 K
| style="background:#a52a2a; color:#fff;"| kırmızı-kahverengi
| style="background:#f84235; color:#fff;"| scarlet
| 0,005–0,08 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| 0,08–0,15 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| 0,000.05–0,001 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Son derece zayıf
|
|- style="background:#ba3059;"
!style="background:#ba3059;"| [[Kahverengi cüce#T sınıfı|T]]
| 700-1.300 K
| style="background:#964B00; color:#fff;"| kahverengi
| style="background:#ba3059; color:#fff;"| macenta<ref>[http://www.darkstar1.co.uk/ds3.htm Brown Dwarfs (go halfway down the website to see a picture of a magenta |rowndwarf)]</ref><ref>Burrows et al. The theory of brown |dwarfsandextrasolar giant planets. Reviews of Modern Physics 2001; 73: |719–65</ref><ref>http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.html |> "An Artist's View of Brown Dwarf Types" Dr. Robert Hurt of the Infrared Processing and Analysis Center</ref>
| 0,001–0,07 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| 0,08–0,14 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| 0,000.001–0,000.05 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Son derece zayıf
|
|- style="background:#605170;"
!style="background:#605170;"| [[Kahverengi cüce#Y sınıfı|Y]]
| ≤ 500 K
| style="background:#663300; color:#fff;"| koyu kahverengi
| style="background:#605170; color:#fff;"| siyah-kahve
| 0,0005–0,02 [[Güneş kütlesi|M<sub>☉</sub>]]
| 0,08–0,14 [[Güneş yarıçapı|R<sub>☉</sub>]]
| 0,000,000.1–0,000.001 [[Güneşsel aydınlatma gücü|L<sub>☉</sub>]]
| Son derece zayıf
|
|}
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.
[[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 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 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>
Dev bir [[dev yıldız|yıldız]]ın yarıçapı, bir [[cüce yıldız]]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.
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>
* '''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>
* '''Ib''' (az aydınlık üstdevler). Örneğin: [[Zeta Persei]] (B1Ib)<ref name="Nazé"/>
* '''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>
* '''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>
* '''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>
* '''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>
* '''sd''' (unvan) [[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>
* '''D''' (unvan) [[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>
== Tayf tipleri ==
Aşağıdaki resimde aslında insan gözü tarafından algılanan çok yakın renklerle yıldız sınıfları temsil eder. göreceli boyutları ana dizisi ya da "cüce" yıldız içindir.
{{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. Çok ağır olmalarından dolayı, O yıldızlarının çekirdeği çok sıcaktır, bu hidrojenlerinin çabuk yanmasına neden olur ve [[Anakol|ana dizi]]<nowiki/>ni 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 [[Fotobuharlaşma]] etkisidir.<ref>[http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ Planets Prefer Safe Neighborhoods]</ref>
:'''Örnekler:''' [[Zeta Orionis]], [[Zeta Puppis]], [[Lambda Orionis]], [[Delta Orionis]]
: O-tipi yıldızlar yaydıkları yüksek enerjili, hızlı fotonlar ve [[Morötesi ışınım|morötesi ışın]]<nowiki/>lar ile yakınlarındaki yıldızların etrafında bulunan gezegen oluşmasını sağlayan öngezegenimsi disklerindeki gazı ısıtıp genç gezegen sistemlerinin oluşumunu engellerler.
=== 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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>
:'''Örnekler:''' [[Rigel]], [[Spica]], [[Ülker (yıldız kümesi)|Ülker]] kümesinin parlak yıldızları
=== 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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>
:'''Örnekler:''' [[Vega]], [[Sirius]], [[Deneb]]
=== F sınıfı ===
F Sınıfı yıldızlarının [[Kalsiyum|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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>
:'''Örnekler:''' [[Mu Draconis|Arrakis]], [[Canopus]], [[Procyon]]
=== G sınıfı ===
[[Dosya:Sun920607.jpg|thumb|Bilinen yaşamın en önemli kaynağı olan G sınıfı yıldız tipi: [[Güneş]]'imiz.
Sol alttaki görülen koyu renkli alan büyük bir [[Güneş lekeleri|güneş lekesi]]'dir.
]]
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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>
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 (yıldız)|Capella]], [[Tau Ceti]]
=== K sınıfı ===
K sınıfı yıldızlar, güneşimizden biraz daha yüzey sıcaklığı düşük olan turuncumsu yıldızlardır. K sınıfı yıldızlara örnek verilirse en yakın komşumuz [[Alfa Centauri|Alfa Centauri B]] bir K sınıfı yıldız tipidir. Bu tayfta bulunan ana dizin yıldızları [[Arcturus|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.<ref group="nb" name="proportions"/><ref name="LeDrew2001"/>
:'''Örnekler:''' [[Alpha Centauri B]], [[Epsilon Eridani]], [[Arcturus]], [[Aldebaran]]
=== M sınıfı ===
M sınıfı, en yaygın yıldız sınıfıdır. Güneş'e komşu ana dizin yıldızlarının 1.32'sinde 1'i M yıldızıdır.<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"/> Güneş'i çevreleyen yıldızlararası boşlukta ana dizin yıldızlarının yaklaşık% 76'sı M sınıfına ait [[kırmızı cüce]] yıldızlardır.
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]] [[Üstdev|(Üstdev]])
:'''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)
== Kaynakça ==
{{Kaynakça|3}}
----
<references group="nb"/>
[[Kategori:
[[Kategori:Sınıflandırma sistemleri]]
[[Kategori:Yıldızlar|Sınıflandırma]]
[[Kategori:Tayf tipine göre yıldızlar|*]]
[[Kategori:Aydınlatma gücü sınıfına göre yıldızlar|*]]
[[Kategori:Yıldız gökbilimi|Sınıflandırma]]
| |||