Yıldızların Tayfsal Sınıflandırılması

29 Temmuz 2017 06:02

Yıldızların bilimsel manada yakından incelenmesiyle çeşitli sınıflar ortaya çıkmıştır. Yıldızların sınıflandırılması incelenebilmesi açısından çok önemlidir. Bu sınıflandırma basamaklarından en önemlisi tayfsal sınıflandırmadır. Yıldızların tayf çizgilerinden yararlanılarak yıldız hakkında birçok şey bulunabilir.

Yıldızların renkler ve yaşları gibi birçok sınıflandırma hakkında daha fazla bilgi almak için yıldızlardan yıldızsılara adlı konuya çalışabilirsiniz.

Tayf ve Tayfçeker

Güneş gibi büyük açısal çaplı bir kaynağın çeşitli kısımlarından gelen ışınlar prizmaya değişik açılar altında geleceğinden değişik açılarda kırılırlar, böylece meydana gelen tayfta renkler birbirine karışır. Böyle bir kaynaktan, prizma ile temiz bir tayf elde etmek için ışığı önceden bir yarıktan geçirmek gerekir. Işınları paralel hale getirmek için de ince kenarlı mercek kullanılır. Prizmadan çıktıktan sonra renkler yine birbirine karışacaktır. Bunun için tekrar ince kenarlı mercek, ışınların önüne koyulur. Kırılan ışınlardan aynı renkte olanlar birbirine paralel olacağından ince kenarlı merceğin odak düzleminde, yarığın her renkten bir görüntüsü meydana gelir. Yani bir tayf elde edilir. Bu tayf gözle incelenebilir, fotoğrafı çekilebilir veya başka modern alıcılarla incelenebilir. Bir ışık kaynağının tayfını elde ettiğimiz böyle bir alete tayfçeker denir. Işığı renklerine ayırmak için prizma yerine kırınım ağı da kullanılabilir. Tayfçekerin yarığı teleskobun odak düzleminde olacak şekilde bir teleskoba bağlanır. Böylece herhangi bir yıldızın tayfını elde etmek mümkün olur.

Kırmızı ışık dalgaları, görünen en uzun dalgalardır; sarı olanlar daha kısa, mor ışığın dalgaları ise görülebilen en kısa dalgalardır. Dalga boyları genellikle Angstrom biriminde ifade edilir ve Å ile gösterilir.

1 Å = 10-8 cm’dir. İnsan gözü 4000 Å (mor) – 7000 Å (kırmızı) arasındaki ışınımına duyarlıdır.

Yapılan Çalışmalar

Yıldızların benzerlik ve farklılıklarını anlamak için 19. yüzyılın başlarında Harward Gözlemevi tarafından binlerce yıldız tayfı düzenli bir şekilde incelendi. Bugün de kullanılan ve Harward sınıflaması denilen bu sınıflama tamamen deneysel esaslar üzerine kurulmuştur. Bu çalışma sonunda yıldızların büyük bir çoğunluğunun tayflarının düzenli bir seri halinde sınıflandırılabileceği görüldü. Yani öyle ki bir sınıftan sonraki sınıfa geçerken hem çizgi tayfı hem de sürekli tayf yavaş yavaş değişmektedir.

Harward sınıflaması

Yıldızlar hakkındaki çoğu bilgi yıldız tayflarından elde edilmiştir. Bir yıldızın tayfında genellikle koyu ve dar çizgiler yer alır. Yıldız atmosferinde bulunan atomlar, yıldız ışığı ile etkileşerek tayf üzerinde karakterlerini belli edecek izler bırakırlar. Hidrojen, helyum, demir ve kalsiyum gibi metal atomlarının sebep olduğu koyu çizgilerin şiddetleri kullanılarak yıldızların tayfları; O, B, A, F, G, K ve M olmak üzere yedi sınıfa ayrılır. Her sınıf 10 alt sınıfa ayrılmıştır ve alt sınıflarda harfin yanına 0-9 arasındaki rakamlar yazılarak A1, A2, A3, ... A9 şeklinde gösterilir. M sınıfından O sınıfına doğru gidildikçe yıldızların sıcaklığı artmaktadır. Güneş G2 tayf türünden bir yıldızdır.

Sonuç olarak; bir yıldızın tayfı üç faktöre bağlıdır. Bunlar önem sırasına göre; sıcaklık, basınç ve kimyasal bileşimdir. Kimyasal bileşim yıldızların büyük bir kısmı için aynı kabul edilir. Sadece ayrıntılı analizlerde kimyasal bileşimlerde küçük ayrılıklar ortaya çıkar. Bütün yıldızlar için hidrojen esas bileşendir. Bir bakıma yıldızlar birer hidrojen küresidir. Diğer bileşenler ise önem sırasına göre helyum, oksijen, karbon, azot ve metallerdir. Kimyasal bileşimdeki farklılıklar oksijen, kalsiyum, azot ve metallerden kaynaklanır. Belirtildiği gibi bütün yıldızlar için kimyasal bileşim aynı kabul edilirse yıldız tayfının bağlı olduğu parametreler sıcaklık ve elektron basıncı olur. Bu iki değer her yıldızın atmosferi için ortalama değerlerdir. Çünkü yıldızın atmosferinden içeri doğru gidildikçe sıcaklık ve basınç değerleri değişmektedir.

  • Tayf çizgilerinden yararlanarak bu çizgilerin hangi elemente ait oldukları yani yıldızda hangi elementlerin bulunduğu belirlenebilir.
  • Bu çizgilerin analizinden yıldızların fiziksel özellikleri ve kimyasal yapıları incelenir.
  • Yıldızların atmosferinde hangi elementten ne kadar bulunduğunun yanı sıra yıldızların sıcaklıkları, radyal hızları, dönme hızları, manyetik alanları, mutlak parlaklıkları gibi özellikleri de bulunabilir.

Yıldız Tayfları

En yüksek sıcaklıklardan başlamak üzere yıldız tayfları aşağıdaki gibi sınıflandırılır:

O sınıfı: Bu mavi, çok parlak ve kütleli yıldızların yüzey sıcaklığı 40000-20000 K arasındadır. Helyum ile birkaç kez iyonlaşmış atomların çizgileri belirgin, neredeyse tamamıyla iyonlaşmış olan hidrojen çizgileri ise daha zayıftır.

B sınıfı: Bu beyaz-mavi yıldızların yüzeysel sıcaklığı 20000-10000 K arasındadır. Çok iyonlaşmış metalik atomların çizgileri çok fazladır. Helyum çizgilerinin yoğunluğu azalırken hidrojeninki artar.

 A sınıfı: Renkleri yeşil-beyazdır. Yüzey sıcaklıkları 10000-7000 K arasındadır. Hidrojenin Balmer serisi çizgileri maksimum yoğunluğa ulaşmıştır. İyonlaşmış kalsiyum çizgileri görülmeye başlanır. Bazı yıldızların manyetik alanları aşırı yoğundur.

F sınıfı: Renkleri yeşildir. Yüzey sıcaklıkları 7000-6000 K arasındadır. Yoğun hidrojen çizgilerinin yanında iyonlaşmış ve nötr kalsiyum çizgileri belirgindir.

G sınıfı: Güneş G2 tayf türünden bir yıldızdır. Bu gruptaki yıldızlar sarıdır. Yüzey sıcaklıkları 6000-4800 K arasındadır. Hidrojenin Balmer çizgileri azalırken, metallerin çizgileri belirginleşir.

K sınıfı: Bu sarı-turuncu yıldızların yüzey sıcaklıkları 4800-3100 K arasındadır. Nötr kalsiyum çizgileri maksimum yoğunluğa ulaşır ve metalik çizgiler giderek daha belirgin hale gelir. Hidrojenin çizgileri ise kaybolur.

M sınıfı: Renkleri kırmızıdır. Yüzey sıcaklıkları 3400-2000 K arasındadır. Titanyum oksit çizgileri çok yoğundur.

tayf sınıfları

Her sınıf kendi içerisinde farklılık gösterebilir. Beyaz yıldızların bazıları çok parlak, bazıları az parlak, kırmızı yıldızların bazıları cüce, bazıları devdir.


Etiketler:
  • fizik    
  • Yorumlar
    Yorum Yap