loğunu yayımladı. Aynı kataloğu daha sonra 13.665 çiftyıldız içerecek biçimde genişletti. Aynı konu üzerine çalışan Friedrich Georg Wilhelm von Struve ve Otto Wilhelm von Struve birçok yıldızı 22 cm ve 38 cm'lik teleskopları ile gözlemlemiş olmalarına rağmen, Burnham 15 cm'lik teleskobu ile yine de 451 yeni çiftyıldız keşfetmiştir. Bu başarısı ona gözlemevlerinde saygın konumlar elde etmesine önayak olmuştur.

Burnham ayrıca adı yarım asır sonra Herbig-harıo nesnesi olacak olan Burnham bulutsusu'nu (HH255) keşfetmiştir.




Karl Schwarzschild

Karl Schwarzschild (d. 9 Ekim 1873 - ö. 11 Mayıs 1916) Alman doğabilimci ve gökbilimci, ayrıca astrofizikçi Martin Schwarzschild'in babası.

Daha 16 yaşında yayımlandığı yörünge yazısı ile zekasını erken yaşta kanıtlayan Schwarzschild, doktora derecesini Poincare'nin kuramları üzerine olan çalışması ile edindi. I. Dünya Savaşı'nda Alman ordusuna katıldı, ve 1915 yılında görecelilik ile nicem kuramları üzerine çalışmaya devam etti.

Schwarzschild 1. Dünya Savaşı'da siperdeyken uzay-zamanın son derece idealize, kusursuz derecede küresel bir yıldızın etrafında nasıl büküldüğünü hesaplamanın yolunu buldu. Denklemlerini Einstein'a yolladı ve o da Ocak 1916'da bu denklemleri Berlin'deki bir konferansta sundu. Dört ay sonra Schwarzschild doğu cephesinde hastalıktan öldü.

Kara delikler için Schwarzschild yarıçapı olarak bilinen bir değer geliştirmiştir. Buna göre güneş boyutunda bir yıldızın kara delik olabilmesi için yarıçapının 3 km civarında olacağını bulmuştur. Aynı şekilde dünya için bu değer 1 cm olacaktır [Ref. Kaku M., Parallel Worlds, 134p, eISBN 0-385-51416-6, 2005]





Albert Abraham Michelson

Albert Abraham Michelson (d. 19 Aralık 1852, Strelno - ö. 9 Mayıs 1931), ABD'li fizikçidir.
Doğumundan iki yıl sonra ailesi Virginia City'ye taşındı. Fakat daha sonra San Francisco'ya gittiler. Michelson burada 1869 yılında liseyi bitirdi. Başkan Grant tarafından U.S. Naval Academy (Denizcilik yüksekokulu) 'ye çağrıldı. Teğmen olarak mezun olduktan sonra iki yıl gemiyle gezdi. Daha sonra Amiral Sampson'un yanında akademide fizik ve kimya öğretmenliği yaptı.

1879'da Denizcilik almanak ofisinde çalıştı. Avrupa'ya gitti, orada Berlin Üniversitesi, Heidelberg, ve Paris'teki College de France and École Polytechnique okullarını ziyaret etti. 1883 'de deniz kuvvetlerinden istifa etti. Cleveland, Ohio' da uygulama okulu fizik profesörü oldu. 1890' da Clark University' Worcester, Massachusetts de aynı pozisyondaki görevi kabul etti. Ve 1892'de yeni kurulan Chicago Üniversite'sinde fizik profesörü ve bölüm başkanı oldu. I. dünya savaşı sırasında Deniz kuvvetlerine tekrar katıldı. 1918'de Chicago'ya geri döndü. Michelson, 1929 yılında Mount Wilson Observatory' de çalışmak üzere istifa etti.

Kariyeri boyunca fiziğin çeşitli dallarıyla ilgilendi. Onun özel bir yeteneği olduğu anlaşılan optikte başarı sağladı. Işığın hızını ilk olarak 1881 'de inanılmaz bir duyarlılıkla ölçtü. Dünyanın hareketinin, ışık hızının ölçümündeki etkisini ölçen interferometre'yi keşfetti. Profesör E. W. Morley' le birlikte interferometre'yi kullanarak ışığın bütün dahili sistemlerde aynı hızda ilerlediğini gösterdi. İnterferometre ayrıca istenilen mesafeyi dalgaboyu cinsinden büyük bir duyarlılıkla ölçmek içinde kullanılıyordu.
Uluslararası ağırlık ve ölçü birimleri komitesinin isteği üzerine standart metreyi Kadmiyum ışığının dalgaboyu cinsinden ölçtü. Echelon spectroscope'unu buldu ve savaş yıllarında deniz kuvvetlerindeki çalışmalarıyla burası için aletler geliştirdi. U.S. deniz kuvvetleri araç gereçleri arasında yer alan mesafe ölçeri(Rangefinder) bunlardan biridir. Sivil yaşama döndüğünde daha çok astronomi ile ilgilendi.

1920'de ışık girişimini kullanarak ve interferometre'nin gelişmiş şekliyle, Betelgeuse yıldızının çapını ölçtü. Bu ölçüm aynı zamanda ilk defa bir yıldızın büyüklüğünün doğru olarak tespitidir.

Michelson'un birçok bilimsel dergide yazıları yayımlandı. Bunlardan bazıları Velocity of Light (1902) Light Waves and their Uses (1899-1903), ve Studies in Optics'(1927)dir.

Michelson Amerika ve on Avrupa ülkesinde birçok etkili topluluğa üye olmuştur. O American Physical Society (1900) 'nin , American Association for the Advancement of Science (1910-1911)'ın, ve National Academy of Sciences (1923-1927) 'ın başkanlığınıda yaptı. Ayrıca Royal Astronomical Society, the Royal Society of London ve the Optical Society, an Associate of l'Académie Française'ninde bir üyesiydi. Aldıkları birçok ödül arasında Matteucci Medal (Societá Italiana), 1904; Copley Medal (Royal Society), 1907; Elliot Cresson Medal (Franklin Institute), 1912; Draper Medal (National Academy of Sciences), 1916; Franklin Medal (Franklin Institute) , Medal of the Royal Astronomical Society, 1923; ve Duddell Medal (Physical Society), 1929 yer alır.

Michelson Edna Stanton ile 1899'da evlendi. Bir oğlu ve 3 kızı vardı.




John Flamsteed

John Flamsteed (okunuşu: "Con Flamstid"), (19 Ağustos, 1646 - 31 Aralık, 1719), İngiliz gökbilimcidir.

Flamsteed, 1666 ve 1668 yıllarının Güneş tutulmalarını başarı ile öngörmüş, ve Uranüs gezegeninin en erken gözlemlerini gerçekleştirmiştir. Ancak kendisi bu gezegeni bir yıldız sanmış ve Boğa takımyıldızı üyesi olarak sınıflandırmıştır.

Flamsteed ayrıca bir diğer bilim insanı, ve aynı zamanda o dönemde Kraliyet topluluğunun (Royal Society) başkanı olan Isaac Newton ile olan anlaşmazlıkları ile de tanınmaktadır.




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"'dan "Q"'ya kadar sıralamaktadır.

Angelo Secchi'nin bu alandaki öncü çalışmalarının yanı sıra, Morgan-Keenan sınıflandırması günümüzde en yaygın olarak kullanılan yıldız sınıflandırmasıdır.

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:
1868'de, farklı bir guruba ayırdığı karbon yıldızı, türünü keşfeder:
1877'de ise beşinci bir sınıf ekler:
1890'ların sonunda, bu sınıflandırma yerini bu makalenin devamında anlatılacak olan Harvard sınıflandırmasına bırakmaya başlamıştır.

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.

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:


Aşağıdaki resimde aslında insan gözü tarafından algılanan çok yakın renklerle yıldız sınıfları temsil eder. göreceli boyutları ana dizisi ya da "cüce" yıldız içindir. 

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 Space Telescope'unun son gözlemleri göstermektedir ki O sınıfı yıldızların çevresinde diğer yıldızların çevresindeki gibi gezegen formasyonları oluşmaz, bunun nedeni Fotobuharlaşma etkisidir.

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.

A