Yıldız sınıflandırma (astronomi)

Yıldız sınıflandırma, gökbilimde, yıldızların 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 çizgilerine dayalı bir sınıflandırma yöntemi sunmaktadır. 19. yüzyıla 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:
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 Bellatrix gibi kalın bantlar yerine ince hatlar içeren bir altsınıftır. Günümüz koşullarında, B-sınıfı yıldızlara karşılık gelir.
Sınıf II: Güneş, Arcturus ve 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 gruba ayırdığı karbon yıldızı, türünü keşfeder:
Sınıf IV: Belirgin karbon bantları ve hatlarına sahip kırmızı yıldızlardır (karbon yıldızları).
1877'de ise beşinci bir sınıf ekler:
Sınıf V: Gama Cassiopeiae ve Sheliak gibi salma-çizgisi yıldızları.
1890'ların sonunda, bu sınıflandırma yerini bu makalenin devamında anlatılacak olan Harvard sınıflandırmasına bırakmaya başlamıştır.

Harvard Tayf Sınıflandırması 

Harvard sınıflaması yaklaşık 1912 yılında Annie Jump Cannon ve Edward C. Pickering tarafından Harvard Kolej Laboratuvarı'nda geliştirilmiş bir sınıflamadır. 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. 

Her bir sınıf için listelenen kütle, yarıçap, ve aydınlatma gücü sadece 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.

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. 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).

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:

 0 veya Ia+ (üstündevler veya son derece parlak üstdevler). Örneğin: Cygnus OB2#12 (B3-4Ia+)
 Ia (aydınlık üstdevler). Örneğin: Eta Canis Majoris (B5Ia)
 Iab (orta aydınlık üstdevler). Örneğin: Gama Cygni (F8Iab)
 Ib (az aydınlık üstdevler). Örneğin: Zeta Persei (B1Ib)
 II parlak devler. Örneğin: Beta Leporis (G0II)
 III olağan devler. Örneğin: Arcturus (K0III)
 IV altdevler. Örneğin: Gama Cassiopeiae (B0.5IVpe)
 V ana-kol yıldızları (cüceler). Örneğin: Achernar (B6Vep)
 sd (unvan) altcüceler. Örneğin: HD 149382 (sdB5)
 D (unvan) beyaz cüceler. Örneğin: van Maanen 2 (DZ8)

Tayf tipleri 
Yıldız sınıflandırma sistemi, biyolojideki türlerin sınıflandırılmasına benzer şekilde tür örneklerine dayalı olarak taksonomiktir. Kategoriler, her kategori ve alt kategori için ayırt edici özelliklerin ilişkili bir açıklamasıyla birlikte, bir veya daha fazla standart yıldızla tanımlanır.

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.

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 ana dizini ilk olarak terkeden yıldızlar olurlar. Spitzer Uzay Teleskobu'unun son gözlemleri göstermektedir ki O sınıfı yıldızların çevresinde diğer yıldızların çevresindeki gibi gezegen formasyonları oluşmaz, bunun nedeni Fotobuharlaşma etkisidir. O-tipi yıldızlar yaydıkları yüksek enerjili, hızlı fotonlar ve morötesi ışınlar ile yakınlarındaki yıldızların etrafında bulunan gezegen oluşmasını sağlayan öngezegenimsi disklerindeki gazı ısıtıp genç gezegen sistemlerinin oluşumunu engellerler.

Örnekler:
 O7V – S Monocerotis
 O9V – 10 Lacertae

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.

Örnekler:
 B0V – Upsilon Orionis
 B0Ia – Alnilam
 B2Ia – Chi2 Orionis
 B2Ib – 9 Cephei
 B3V – Eta Ursae Majoris
 B3V – Eta Aurigae
 B3Ia – Omicron2 Canis Majoris
 B5Ia – Eta Canis Majoris
 B8Ia – Rigel

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.

Örnekler:
 A0Van – Gama Ursae Majoris
 A0Va – Vega
 A0Ib – Eta Leonis
 A0Ia – HD 21389
 A1V – Sirius A
 A2Ia – Deneb
 A3Va – Fomalhaut

F sınıfı 

F Sınıfı yıldızlarının 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.

Örnekler:
 F0IIIa – Zeta Leonis
 F0Ib – Alfa Leporis
 F2V – 78 Ursae Majoris

G sınıfı 

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.

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. 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:
 G0V – Beta Canum Venaticorum
 G0IV – Eta Boötis
 G0Ib – Beta Aquarii
 G2V – Güneş
 G5V – Kappa1 Ceti
 G5IV – Mu Herculis
 G5Ib – 9 Pegasi
 G8V – 61 Ursae Majoris
 G8IV – Beta Aquilae
 G8IIIa – Kappa Geminorum
 G8IIIab – Epsilon Virginis
 G8Ib – Epsilon Geminorum

K sınıfı 

K sınıfı yıldızlar, güneşimizden biraz daha yüzey sıcaklığı düşük olan turuncumsu yıldızlardır. K sınıfı yıldızlara örnek verilirse en yakın komşumuz  Alfa Centauri B bir K sınıfı yıldız tipidir. Bu tayfta bulunan ana dizin yıldızları 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.

Örnekler:
 K0V – Sigma Draconis
 K0III – Pollux
 K0III – Epsilon Cygni
 K2V – Epsilon Eridani
 K2III – Kappa Ophiuchi
 K3III – Rho Boötis
 K5V – 61 Cygni A
 K5III – Gama Draconis
 K4III – Gamma Muscae

M sınıfı 

M sınıfı, en yaygın yıldız sınıfıdır. Güneş'e komşu  ana dizin yıldızlarının 1.32'sinde 1'i M yıldızıdır. Güneş'i çevreleyen yıldızlararası boşlukta ana dizin yıldızlarının yaklaşık% 76'sı M sınıfına ait kırmızı cüce yıldızlardır.

M sınıfı, Antares ve Betelgeuse gibi devlerin ve bazı Üstdev ve Mira değişkenlerine ev sahipliği yapmaktadır. M grubunda, L spektrumunun üzerinde olan sıcak kahverengi cüceler 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:
 M0IIIa – Beta Andromedae
 M2III – Chi Pegasi
 M1-M2Ia-Iab – Betelgeuse
 M2Ia – Mu Cephei

Ayrıca bakınız 
 Yıldız
 Spektrum

Kaynakça 

 
Sınıflandırma sistemleri
Sınıflandırma

Sınıflandırma