Yıldız Sınıflandırma

Yıldız Sınıflandırma


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.

Yıdız Sınıflandırmaları

1. Secchi Sınıfları

2. Harvard Hayali Sınıflandırması
Harvard sınıflaması yaklaşık 1912 yılında Annie Jump Cannon ve Edward C. Pickering tarafından Harvard Kolej Laboratuarı'nda geliştirilmiş bir sınıflamadır. Ortak sınıflama normal olarak sıcaktan soğuğa listelenmiştir (kütle yarıçap ve parlaklık Güneş ile kıyaslanarak) ve aşağıdaki tablo verilmiştir.






Hertzsprung-Russell diyagramı



3. Yerkes Tayf Sınıflandırması

(1943 William Wilson Morgan Phillip C. Keenan ve Edith Kellman; Yerkes Gözlemevi Wisconsin ABD)

Hertzsprung-Russell Diagram



I Üstdevler
Ia-0 (Üstündevler
Ia
Iab
Ib
II
IIab
IIb
III normal Dev yıldızlar
IIIa
IIIab
IIIb
IV
IVa
-->

V
Va
-->

VI
VII Ak cüceler

4. Tayf Tipleri

Morgan-Keenan tayf sınıflandırması





O sınıfı
Örnekler: Zeta Orionis Zeta Puppis Lambda Orionis Delta Orionis

B sınıfı
Örnekler: Rigel Spica the brighter Ülker

A sınıfı
F sınıfı
G sınıfı
K sınıfı
M sınıfı

Vikipedi özgür ansiklopedi