fizik

Çok sayıda yıldız spektrumları topluca incelendiğinde onların birbirinden farklı görünüşlere sahip oldukları görülür. Bununla beraber tayflar arasında az yada çok benzerlikler de vardır. Onun için onları benzerliklerine göre ayırmak mümkündür. Söz gelişi H çizgileri kesin olanları bir grupta, H ve He çizgileri aynı olanları bir grupta, metal çizgileri üstün gelenleri de başka bir grupta toplayabiliriz. Bu şekilde yapılan işleme “sınıflama” denir (A. KIZILIRMAK, 1970).

            Angelo Secchi 1863 yılında ilk yıldız tayf sınıflamasını yapmıştır. Miss Antonio Maury, Miss Annia Jump Cannon ve E.C.Pickering (Harvard grubu) tayf sınıflamasını bugünkü haline benzer şekle getirdiler. Bu sınıflamaya “Harvard sınıflaması” denir (T.L.SWIHART, 1970).

            Yapılan bu çalışmada 391.000 yıldızın spektrumları sınıflarına ayrılmıştır. Yapılan ilk sınıflamada 225300 yıldızın tayf türler dokuz ciltlik Henry Droper katoluğunda toplanmıştır. Onun için Harvard sınıflamasındaki türlere Henry Draper (HD) türleri de denir. Başlangıçta bütün yıldızlar tayflarına göre B-A-F-G-K-M harfleriyle 6 sınıfa ayrıldı. Daha sonra O, W, P, Q ve S, R, N harfleri de eklenerek 13 sınıf elde edildi. Harvard sınıflaması böylece;

                                                                 R – N

            Q – P – W – O – B – A – F – G – K – M

                                                                 S

şeklinde oldu (A. KIZILIRMAK, 1970).

            “O” dan sonraki, sınıflara giren yıldız sayısı çok fazladır ve onlarda kendi aralarında farklılık gösterirler. Bundan dolayı bu gibi sınıflardan her biri kendi içinde 10 alt sınıfa ayrılmıştır (A. KIZILIRMAK, 1970). Bunlar 0 dan 9 a kadar rakamlarla gösterilmiştir. Sadece O sınıfının 5-9 arasında beş alt sınıfı vardır (T.L.SWIHART, 1970). Örneğin; A₀, B₅, G₈, K₂ gibi.

            Su sınıflardaki spektrum özelliklerine bakalım.

O – türü          : (30.000 – 50.000 K) Nötr ve iyonlaşmış Helyuma ait çizgiler ve Hidrojenin Balmer serisi çizgileri hakimdir (Örneğin Zeta Pub yıldızı)

B – türü           : (10.000 – 30.000 K) Nötr He çizgileri (Rigel)

A – türü          : (7.500 – 10.000 K) Çok şiddetli Hidrojen çizgileri (Vega)

F – türü           : (6.000 – 7.500 K) İyonlaşmış kalsiyum çizgileri, birçok metal çizgileri (Manganez, demir, titanyum…) (Procyon)

G – türü          : (4.500 – 6.000 K) Çok sayıda metal çizgileri, kuvvetli iyonlaşmış kalsiyum çizgileri, iyonlaşmış ve nötr demir (Güneş)

K – türü          : (3.500 – 4.500 K) Şiddetli nötr metal çizgileri (Aldebaran)

M – türü          : (2.000 – 3.500 K) Moleküllerin özellikle sıkı bağlı titanyum oksit molekülünün şerit spektrumu (Betelgeuse)

(www.google.com.asartonline.org/astrofizik.php, B.H.BRANSDEN, 1999).

Şekil 1: Çeşitli tayf türlerine ilişkin çizgi şiddetleri (T.L.SWIHART, 1970)

Q – türü          : Novalara ilişkin spektrum sınıfı. Bu tayflar zamanla değişirler (A. KIZILIRMAK, 1970).

P – türü           : Gezegenimsi bulutsuların spektrum türü. Salma çizgileri vardır (A. KIZILIRMAK, 1970).

W – türü          : Wolf-Rayed yıldızları O – türü yıldızlarla benzerlik gösterirler, fakat iyonlaşmış He, C ve N çizgileri geniş salma halinde bulunurlar (google.com.asartonline.org/astrofizik.php). Bu yıldızlar 1876 da Wolf ve Rayed tarafından keşfedilmiştir (A. KIZILIRMAK, 1970).

R ve N – türü  : Bu yıldızlar dev yıldızlardır, spektrumları K ve M türü yıldızlarla benzerlik gösterirler. Fakat C (karbon) oranı bu türlerde daha fazladır. Bu yıldızlara karbon yıldızları da denir (google.com.asartonline.org/astrofizik.php).

O ve B yıldızları helyum bakımından çok zengindir. A yıldızları hemen hemen saf hidrojenden oluşur. Helyumun iyonlaşması çok azdır. Bu nedenle en sıcak yıldızlarda helyum görülür. Nötr metaller çok az iyonlaşma potansiyeline sahiptir. Metal çizgileri aha soğuk yıldızlara görülür. Spektrum çizgilerinin görünüşü sıcaklığa, elektron basıncına ve bu çizgiyi verecek elementin bolluğuna bağlıdır (T.L.SWIHART, 1970).

            Diğer bir şekilde sınıflama, çok sayıda çizgiyi gözle tahmin ederek yapılır. Bu yöntemde, normal özelliğe sahip olmayan yıldızlar, gözle daha fazla incelenmeye daha az elverişlidir. Bu düzenek, bir çok özelliğin incelenmesi zorluğundan dolayı daha fazla bilgi verir. Bununla beraber bazı yıldızlar çok belirsiz bir sınıfa sahip olabilir. W.W. Morgan ve P.C.Keenon’ın bu tip “Yerkes” yada “MK düzeneği” bu şekil bir sınırlamadır. MK sınıflaması bir ışınım sınıflamasıdır (T.L.SWIHART, 1970).

            Bu sınıflamada yıldızdan gelen ışınım şiddeti oldukça önemlidir (google.com.asartonline.org/astrofizik.php).

            Yıldızların çoğu, birkaç yüz tayf-ışınım gücü sınıfından birisine girmektedir. Gerçek şudur ki; tayf boyutu ışınım gücü boyutundan 10 kat daha yere sahiptir (T.L.SWIHART, 1970).

            Işınım gücü sınıfları arasındaki farklar daha azdır. Genel olarak kuvvetli çizgiler I. sınıfına doğru daha keskinleşirler. Bu sınıflarda V. sınıfı yıldızlarına göre aynı spektrum sınıfında daha çok sayıda çizgi görülür (T.L.SWIHART, 1970).

            Yarıçapın tayfı nasıl etkilediğine bakalım;

                                                                                                            (1)

            Yarıçapı büyük olan bir yıldızın yüzey çekim ivmesi daha küçüktür. Yüzey çekim ivmesi küçük olan yıldızın gaz yoğunluğu ve basıncı da küçüktür. Örneğin; aynı sıcaklık (Harvard) sınıfında bulunan iki yıldızdan mutlak parlaklığı büyük olan yıldızın yüzey çekim ivmesi, parlaklığı az olan yıldıza göre küçüktür. Bu nedenle iki yıldızın tayfında görülen aynı çizgi; daha az parlak olan yani yarıçapı küçük olanınkinde, parlak olan yani yarıçapı büyük yıldızınkine göre daha şiddetlidir. Buradan hareketle MK sınıflaması yıldızları ışınıma göre şu şekilde ayırır:

            Ia⁺       : Çok çok parlak süper devler

            Ia         : Çok parlak süper devler

            Ib        : Parlak süper devler

            II         : Süper dev yıldızlar

            III       : Dev yıldızlar

            IV       : Alt devler

            V         : Ana kol yıldızları

            VI       : Alt cüceler

            VII      : Beyaz cüceler

(google.com.asartonline.org/astrofizik.php).

H-R Diyagramı

Şekil 2: Normal Yıldızlara İlişkin H-R Diyagramı (google.com.asartonline.org/astrofizik.php).

            1910 yıllarında Einar Hertzsprung ve Henry Norris Russell bağımsız olarak bir bağıntı keşfettiler. Bu bağıntı genellikle “Hertzsprung – Russell diyagramı” yada “H-R diyagramı” denilen bir grafik şeklinde gösterilir. H-R diyagramında bir yıldız bir nokta ile gösterilir. yatay eksen yıldızın sıcaklığına bağlı bir bir nicelik (yada tayf türü) ve düşey eksen yıldızın ışınım gücünün bir ölçüsü (log L yada bir çeşit salt parlaklık) gösterir. Sıcaklık sola doğru, ışınım gücü de yukarı doğru artar (T.L.SWIHART, 1970).

Şekil 2.’de her bir yıldız ayrı ayrı gösterilmemiştir. Çizgiler sabit ışınım gücü sınıflarını gösterir. I_o sınıfının salt parlaklıkları çok az doğrulukla bilinmektedir. Yıldızların çoğu anakol diyebileceğimi V eğrisi üzerinde yer almaktadır (A. KIZILIRMAK, 1970).

            H-R diyagramı çeşitli yıldızların bağıl sayılarını göstermemektedir. Anakol yıldızları bölgesindeki yıldızlar hariç diğer bölgelerde yıldız toplanmaları daha seyrektir. I_o yıldızları oldukça azdır (T.L.SWIHART, 1970).