Yıldızların Sınıflandırılmaları
Newton, Güneş ışığının prizma ile
renklerine ayrıştırılabileceğini göstermişti. Daha sonra 19. yüzyıl başlarında,
önce ince bir yarıktan sonra da prizmadan geçirilen güneş ışığında karanlık
boşluklar olduğu anlaşıldı. Bunlara, bugün, soğurma çizgileri denir. Alman
Fraunhofer, 1815'e kadar Güneş'te 300 den fazla soğurma çizgisinin dalgaboyunu
listeledi. Sonradan yapılan lâboratuar deneyleri, bu çizgilerin farklı
elementlerin atomlarından kaynaklandığını gösterdi. 19. yüzyıl gök bilimcileri
spektroskop denen âletle yıldızlara baktıklarında, çeşitli spektrumla
karşılaştılar; çoğu Güneş'in spektrumundan farklı gözüküyordu.
Benzerlikleri ve farklılıkları
anlamak için yıldızların tayfları sınıflara ayrıldı. 1890'lara kadar Harward
Gözlemevi'nde geliştirilen sınıflama bugün hâlâ kullanılmaktadır. Tayf
başlangıçta hidrojen (H) çizgilerinin şiddetine göre sınıflandı. En kuvvetli
olanlara A, sonra B, C.... O'ya kadar. Daha sonra C, D, ... gibi bazı harflere
gerek olmadığı anlaşıldı, geriye ABFGKMO sıralaması kaldı (hidrojen sıralaması).
Tayfta (Ca, Fe, TiO gibi) diğer element ve molekül çizgileri de göz önünde
bulundurarak yeniden sıralama yapılınca, OBAFGKM dizisi ortaya çıktı. Bunun bir
sıcaklık ve dolayısıyla bir renk sıralaması olduğu anlaşıldı: O, B mavi; M
kırmızımsı. Daha sonraki çalışmalar bunun kaba bir sınıflandırma olduğunu
gösterdi ve her sınıf 10 alt sınıfa bölündü: B1, B2, B3,............B9; A0, A1,
A2, ........ gibi . Bugün bu sınıflama kullanılmaktadır. bu sınıflamada Güneş G2
sınıfındandır.
Çizelge 4.2: Yıldızların renk ve
sıcaklıkları.
| Tayf | Renk | Renk ölçeği
(kadir)
|
Etkin sıcaklık (°K) | Örnek yıldız |
| O | mavi | - 0.3 | 28000-50000 | ε Ori |
| B | mavi - beyaz | - 0.2 | 10000-28000 | Rigel |
| A | beyaz | 0.0 | 7000-10000 | Vega |
| F | sarı - beyaz | 0.3 | 6000- 7400 | Procyon |
| G | sarı | 0.7 | 4900- 6000 | Güneş |
| K | turuncu | 1.2 | 3500- 4900 | Arcturus |
| M | kırmızı | 1.5 | 2000- 3500 | Betelgeuse |
Bu sınıfların fiziksel açıklaması
ancak 1920 lerden sonra, atomun yapısı anlaşılınca yapılabildi. Sürekli
(dalgaboyuna göre boşlukları olmayan) bir ışık kaynağından ya da sıcak bir
karacisimden çıkan ışınım, soğuk ve daha az yoğun bir gazın içinden geçince,
soğurma spektrumu elde edilir (bkz. Şekil 1.46). Yıldızın iç kısmındaki sıcak ve
yoğun gazdan gelen ışınım daha soğuk ve daha az yoğun atmosferden geçerken,
atmosfer içinde hangi çeşit atom varsa, o atomlar tarafından belli
dalgaboylarında seçici olarak soğurulur, böylece o dalga boylarında ışınım
enerjisi azalır, işte bunlar soğurma çizgileridir. M tipi gibi soğuk yıldızların
atmosferlerinde elementlerin nötr atomları ve moleküller vardır, soğurma
çizgileri de bunların parmak izleridirler. Daha sıcak yıldızlarda ağır
elementler, ve en sıcak yıldızlarda hidrojen iyonlaştığı için soğurma çizgileri
de onların parmak izlerini taşır.
19. yüzyıl başlarında, Danimarkalı
E. Hertzsprung ve Amerikalı M.R. Russell tarafından yıldızların sıcaklıkları ile
toplam ışınım güçleri arasında önemli bir ilişki bulundu. Uzaklığı bilinen
yıldızların salt parlaklıkları tayf sınıfına karşı noktalanınca yıldızların
belli kollarda toplandığı görüldü (Şekil 4.15). Buna Hertzsprung - Russell ya da kısaca HR
diyagramı denir. Bugün tanınan kollar, adlarıyla birlikte şekilde
gösterilmiştir. (Dikey eksende parlaklığın yukarı doğru arttığına dikkat
ediniz.) Yıldızların çoğu ana kol diye adlandırılan kol üstünde bulunur, bunlara
cüceler de denir. Ana kol üstünde M tipinden O tipine doğru sıcaklık, yarıçap ve
kütle artar. Işınım güçlerindeki artış da L = 4πR2σT4 karacisim
formülüne oldukça iyi uymaktadır. Dev ve üstdevler, adlarından anlaşılacağı
gibi, aynı sıcaklıktaki ana kol (cüce) yıldızlarına göre çok büyük olan
yıldızlardır. Örneğin; M tipi μ Cephei için yarıçap 11.8 GB dir, yani Satürn'ün yörünge
yarıçapından daha büyüktür.
Şekil 4.15: HR diyagramı.
