Genel

Harward Tayf Sınıflandırmasına Göre Yıldız Türleri

Sosyal Medya Hesabında Paylaş

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 tayf ölçümü 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. 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.

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. Mor ötesi ve kırmızı berisi ışınları göremeyiz.

Harvard Tayf Sınıflandırması

MK tayf sınırlandırması. Renkler insan gözünün algıladığı renklere çok benzer. Ana kol yıldızlarının tayf tipinin yanı sıra boyutlarındaki değişiklikler. 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.

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.

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

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.

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.

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 terk eden yıldızlar olurlar. Spitzer Uzay Teleskobunun son gözlemleri göstermektedir ki; O sınıfı yıldızların çevresinde diğer yıldızların çevresindeki gibi gezegen formasyonları oluşmaz, bunun nedeni Foto-buharlaşma etkisidir. O tipi yıldızlar yaydıkları yüksek enerjili, hızlı fotonlar ve morötesi ışınlar ile yakınlarındaki yıldızların etrafında bulunan gezegen oluşmasını sağlayan ön-gezegenimsi disklerindeki gazı ısıtıp genç gezegen sistemlerinin oluşumunu engellerler.

Bilinen en büyük O sınıfı yıldız, Tabanca Yıldızı (İngilizce’de Pistol Star), Samanyolu Gökadasının bilinen aydınlatma gücü en yüksek yıldızlarından bir mavi üstündevdir. Galaksi merkezinde bulunan Beşiz Kümesi içindeki pek çok büyük kütleli genç yıldızdan birisidir. İsmini aydınlatmış olduğu Tabanca Bulutsusundan alır. Yıldız, Yay takımyıldızı içinde yaklaşık olarak 25.000 ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır. Yıldızlararası tozun soğurucu etkisiyle gizlenmemiş olsaydı, 4. kadirden bir yıldız olarak çıplak gözle gözlemlenebilecekti.

Tabanca Yıldızı’nın kütlece güneşten yaklaşık 150 kez daha büyük olduğu hesaplanmaktadır. Çapının ise yaklaşık olarak 400 milyon km olabileceği tahmin edilmektedir ki bu değer onun Güneş’in bulunduğu noktada olması durumunda Dünya’yı içine alabileceğini göstermektedir. Oluşturduğu yıldız rüzgarı, Güneş’ten 10 milyar kat daha güçlüdür. Yaşı ve geleceği tam olarak bilinmemektedir ancak, 1 ile 3 milyon yıl içerisinde yaşamının bir süpernova veya üstünnova olarak sonlanacağı tahmin edilmektedir. İlk bulgular, Güneş’ten 100 milyon kat fazla güç üreten bu yıldızın bilinen aydınlatma gücü en yüksek yıldız olabileceğini düşündürmüştür. Tabanca Yıldızı, tıpkı Eta Carinae gibi mavi değişen yıldızlar sınıfına dahil edilmektedir

B sınıfı

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.

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

 

 

Rigel (β Ori / β Orionis / Beta Orionis) Orion burcundaki en parlak yıldızıdır ve kuzey göğünde kışın Sirius yıldızından sonraki en parlak yıldızdır. Normal olarak Rigel’in bir alfa yıldız olarak adlandırması gerekirdi. Bir görüşe göre ayni burçtaki değişken dev Betelgeuse 19. yüzyılda bugünkünden daha parlak olduğu için Rigel bu şekilde adlandırılmıştır.

Büyük Avci dikdörtgeninin alt sağ köşesindeki parlak mavi-beyaz görünümlü Rigel (Ricel, Arapça, ayak), Avcı’nın ayak bileğini oluşturur ve yaklaşık 1000 ışık yılı uzaklıktadır. Işıması çok güçlüdür. Rigel, Güneş’ten 50.000 kat daha fazla ışınım yapmaktadır. Sıcak ve genç bir yıldızdır, dış tabakalarında sıcaklık Güneş’in yaklaşık üç katı, yani 15000 K olup yayınladığı ışık mavi renk ağırlıklıdır.

A sınıfı

A sınıfı yıldızlar, genellikle gökyüzünde çıplak göz ile görülebilecek kadar ışıma yaparlar. Görünür ışıkta beyaz veya mavimsi beyaz bir görünüme sahiptirler. Azami A0 ile güçlü hidrojen hatlarına ve A5’te azami olarak iyonize metallerin (Fe II, Mg II, Si II) hatlarına sahiptirler. Ca II hatlarının varlığı bu noktada belirgin biçimde güçlenmektedir. Güneş’e komşu ana sıra yıldızlarından 160 tanesinden ortalama sadece 1’i A sınıfı yıldız içerir.

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.

Sirius ya da Akyıldız, Büyük Köpek Takımyıldızı’nda yer alan bahar ayında kuzey yarı küreden görülebilen gece gökyüzünün en parlak yıldızıdır. Türkçe’de Akyıldız ismiyle bilinen Sirius (α CMa / α Canis Majoris/ Büyük Köpek Takımyıldızı’nın alpha yıldızı), -1,47 olan görünür kadiri bakımından, görünür kadiri olarak kendine en yakın olan Canopus’a oranla iki kat daha parlaktır. Çıplak gözle tek yıldızmış gibi görünen Sirius, aslında, tayf türlerine göre yapılan yıldız sınıflandırma sisteminde A1V sınıfında bulunan Sirius-A ile DA2 sınıfına giren ve Sirius-B olarak adlandırılan bir beyaz cüceden oluşan bir çift yıldızdır.

Sirius-A bu parlak görünümünü aslında aydınlatma gücünün yanı sıra Güneş Sistemi’ne yakınlığına borçludur. Güneş’e 2,6 parsek (8,47 ışık yılı) uzaklıkta oluşundan dolayı, Sirius sistemi uzaydaki yakın komşularımızdan biridir. Sirius kütlesi bakımından Güneş’in iki katıdır ve 1,42’lik bir mutlak kadir değerine sahiptir. Aydınlatma gücü Güneş’in 25 katı olmakla birlikte, Canopus veya Rigel gibi diğer parlak yıldızlarınkine oranla düşük kalır. Sirius sisteminin yaşı 200-300 milyon yıldır. Sistem başlangıçta iki mavimsi yıldızdan oluşuyordu. Bu iki yıldızdan da kütlesi bakımından daha büyük olan Sirius-B zamanla yakıtını tüketerek, dış katmanlarını kaybetmeden önce kırmızı dev haline gelmiş ve yaklaşık 120 milyon yıl önce dış katmanlarını uzay atarak bugünkü hali olan bir beyaz cüceyi oluşturmuştur.[

Sirius, aynı zamanda, yer aldığı takımyıldızdaki ön plana çıkmasından dolayı, geleneklerde köpek-yıldız olarak da adlandırılır.[2] Bu yıldız pek çok mitolojik ve folklorik öykülere Güneş’ten bağımsız bir biçimde konu olabilmiştir. Sirius’un helyak doğuşu antik Mısır’da Nil Nehri’nin taşmalarını, antik Yunan’da “köpek günleri”nin (kavurucu sıcak günler) başlangıcını işaret ediyordu. Polinezyalılar için ise yıldız kışın habercisi ve Pasifik Okyanusu’nda navigasyonları için bir referans kaynağıydı.

F sınıfı

F Sınıfı yıldızlarının Ca II elementi için belirgin bir şekilde H ve K çizgileri vardır. Nötr metaller (Fe I, Cr I), F sınıfı yıldızlar için iyonize metal hatlarını geç kazanmaya başlarlar. Tayfları zayıf hidrojen hatları ve iyonize metaller ile tanımlandırılır. Renkleri beyazdır ve görünür ışıkta saf bir beyaz renk ışıması yaparlar. Güneş’e komşu ana dizi yıldızlardan yaklaşık 33’te 1’i F sınıfı yıldız içerir

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

Procyon (α CMi, α Canis Minoris, Alfa Canis Minoris), Küçük Köpek takımyıldızı’nın en parlak yıldızıdır. 0,34 kadir görünen parlaklığıyla gece gökyüzünün en parlak sekizinci yıldızıdır. Çıplak gözle bakıldığında tek bir yıldız gibi görünür fakat aslında ikili yıldız sistemidir. Procyon A olarak adlandırılan birincil bileşen, F-tipi beyaz bir anakol yıldızıdır. Procyon B olarak adlandırılan ikincil bileşen ise, tayf sınıfı DQZ olan soluk bir beyaz cücedir. Parlaklığının nedeni Güneş’e olan göreceli yakınlığından değil, kendi içsel aydınlatma gücünden kaynaklanmaktadır. ESA’nın Hipparcos uydusuyla yapılan ölçümlerde, yıldızın uzaklığı 11,4 ışık yılı olarak hesaplanmıştır ve bu da Procyon’u en yakın komşu yıldızlardan birisi yapmaktadır.

Procyon sistemi iki bileşenden oluşmaktadır. Ana bileşen Procyon A, tayf sınıfı F5IV–V olan beyaz bir anakol yıldızıdır. Yıldızın etkin yüzey sıcaklığı 6.530 K’dır ve beyaz renginin sebebidir. Güneş’ten 1,4 kat daha fazla kütleye, iki kat fazla yarıçapa ve 6,9 kat daha fazla aydınlatma gücüne sahiptir.

Procyon B, Sirius B’den sonra Dünya’ya en yakın beyaz cüce yıldızdır. Birincil bileşenle arasındaki belirgin büyüklük farkı ve küçük açısal uzaklığı nedeniyle gözlemlenmesi Sirius B’den daha zordur. İki bileşen arasındaki açısal uzaklık, ortalama 15 AU ile Uranüs ve Güneş arasındaki mesafeden biraz daha azdır. 0,6 kütlesi ile Sirius B’den daha az kütleye sahiptir. 7.740 K yüzey sıcaklığına sahip olan Procyon B, Sirius B’den daha soğuktur ve bu da daha az kütleye sahip olmasının ve daha yaşlı olmasının kanıtı gibidir.

G sınıfı

G sınıfı yıldızları tanımlarsak, muhtemelen güneşimizin bu sınıftan olması sebebiyle, en iyi bilinen yıldız sınıfıdır. Görünür ışıkta genellikle beyaz veya sarımsı beyaz ışınım yaparlar. Güneş’e komşu ana dizi yıldızlarından 13’te 1’i G sınıfı yıldız barındır.

En dikkat çekici şey, Ca II’nin H ve K çizgileri olup, bunlar G2’de en belirgin olanlarıdır. F sınıfı yıldızlardan daha zayıf hidrojen çizgilerine sahiptirler, ancak iyonize metaller ile birlikte nötr metallerde içeriğinde mevcuttur. CH moleküllerinin G sınıfı yıldız bileşeninde belirgin bir artış gösterir. Üstdev yıldızlar, evrimleri boyunca G sınıfı yıldız ışınımlarıda yapabilirler.[30] Fakat Üstdev yıldızlar evrimleri boyunca genellikle O veya B (mavi) ve K veya M (kırmızı) arasında tayfsal ışımada yapabilirler. Bunu yaparken, G sınıflandırmasında uzun süre kalmazlar, çünkü üstündevler yaşamları boyunca son derece dengesiz bir spekturumda dolanırlar.

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

Tau Ceti; Güneş’in %78’i kütleye sahip, yani biraz küçük bir Güneş benzeri yıldız. Kütlesine paralel olarak, çapı da Güneş’in %80’i kadar ve yüzey sıcaklığı 5.100 santigrat derece civarında. Hal böyle olunca, çevreye yaydığı enerji de Güneş’in %50’si kadar oluyor. Yıldızın kütlesi biraz düşük olduğu için, bizim yıldızımız Güneş’ten daha uzun ömürlü olacak. Güneş’in ortalama “toplam” ömrü 10 milyar yıl olarak hesaplanırken, Tau Ceti’nin 30 milyar yıl kadar sağlıklı biçimde parlayacağı öngörülüyor.

Tau Ceti, eğer Güneş’in yerinde olsaydı, Dünyamız şimdi olduğu kadar ışık ve enerji alabilmesi için yıldıza biraz daha yaklaşmak zorunda olacaktı. Bu yakınlık, yaklaşık olarak Venüs’ün yörüngesi civarına, 80 milyon km uzaklığa denk geliyor (Biz şu anda Güneş’ten 150 milyon km uzaktayız). Eğer yerimizde kalsaydık, yani bu uzaklığı korusaydık, yine Dünya’da yaşam gelişebilirdi ama, biraz soğuk bir iklime sahip olurdu. Ancak Tau Ceti’nin yaydığı enerji, soğuk da olsa Dünya’da suyun sıvı halde kalmasına olanak verirdi.

Gözlemler, Tau Ceti’yi çevreleyen Güneş Sisteminde olduğundan on kat daha fazla toz tespit etti. Aralık 2012’den bu yana, Tau Ceti’yi barındıran en az dört gezegenin -tümünün süper Dünya olduğu doğrulandı- ve bunlardan ikisinin potansiyel olarak yaşanabilir bölgede olduğuna dair kanıtlar var. Biri yıldızdan 3 ila 20 AU arasında bir Jovian gezegeni olan, doğrulanmamış dört gezegen daha var. Enkaz diski nedeniyle, Tau Ceti’nin yörüngesindeki herhangi bir gezegen, Dünya’dan çok daha fazla çarpma olayıyla karşı karşıya kalacaktır. Yaşanabilirliğin önündeki bu engele rağmen , güneş benzeri(Güneş benzeri) özellikler yıldıza olan ilginin yaygınlaşmasına neden oldu. Kararlılığı, benzerliği ve Güneş’e göreceli yakınlığı göz önüne alındığında, Tau Ceti sürekli olarak Dünya Dışı Zeka Arayışı (SETI) için bir hedef olarak listelenir ve bazı bilim kurgu literatüründe yer alır.

K sınıfı

K sınıfı yıldızlar, güneşimizden biraz daha yüzey sıcaklığı düşük olan turuncumsu yıldızlardır. K sınıfı yıldızlara örnek verilirse en yakın komşumuz Alfa Centauri B bir K sınıfı yıldız tipidir. Bu tayfta bulunan ana dizin yıldızları Acturus gibi Parlak dev ve Üstdev yıldızlarda K tipi ışınım yapabilirler. Son derece zayıf hidrojen hatlarına sahiptirler, eğer varsa çoğunlukla nötr metaller (Mn I, Fe I, Si I) titanyum oksitin moleküler hatlarını geç ortaya çıkabilir. Güneş’e komşu 8 ana dizin yıldızdan yaklaşık 1’i K sınıfı yıldız içerir

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.

Aldebaran (α Tau, α Tauri, Alpha Tauri), Boğa takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 65 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir kırmızı dev yıldızdır. 0,87 kadir ortalama büyüklüğüyle takımyıldızının en parlak yıldızı olan Aldebaran, gece gökyüzünün de en parlak yıldızlarından birisidir. Aldebaran, Arapça ‘takip eden’ veya ‘izleyen’ demektir. Bu konumda ‘izlenen’ V harfi şeklinde bir araya gelmiş bir yıldız kümesi olan Hyades’dir.

K5III tipi bir yıldız olarak sınıflandırılan Aldebaran, Hertzsprung-Russell diyagramının Anakol çizgisinden uzaklaşmış bir kırmızı dev yıldızdır. Çekirdeğindeki hidrojen yakıtı tükenmiş ve hidrojen füzyonu durmuştur. helyum füzyonu için yeterince sıcak olmamasına rağmen, yıldızın çekirdek ısısı kütleçekimi basıncı nedeniyle artmış ve çapı Güneş’in çapının 44,2 katı artmıştır (yaklaşık 61 milyon kilometre). Hipparcos uydusu, uzaklığını 65,1 ışık yılı (20.0 pc) olarak ölçmüştür ve Güneş’ten 425 kat fazla aydınlatma gücüne sahiptir.

Aldebaran, LB tipi yavaş düzensiz değişen bir yıldızdır. Görünen büyüklüğü 0,2’ye göre yaklaşık olarak 0,75 ile 0,95 aralığında değişir.[2] Yakın-kızılötesi J bandı büyüklüğü -2,1’dir[1] ve bu büyüklük O’nu; Betelgeuse (-2,9), R Doradus (-2,6) ve Arcturus’dan (-2,2) daha parlak yapmaktadır.

M sınıfı

M sınıfı, en yaygın yıldız sınıfıdır. Güneş’e komşu ana dizin yıldızlarının 1.32’sinde 1’i M yıldızıdır.[nb 1][nb 2][16] Güneş’i çevreleyen yıldızlararası boşlukta ana dizin yıldızlarının yaklaşık% 76’sı M sınıfına ait kırmızı cüce yıldızlardır.

M sınıfı, Antares ve Betelgeuse gibi devlerin ve bazı Üstdev ve Mira değişkenlerine ev sahipliği yapmaktadır. M grubunda, L spektrumunun üzerinde olan sıcak kahverengi cüceler bulunur. Bu genellikle M6.5 ila M9.5 arasında değişir. Bir M yıldızının spektrumu, moleküllere ve tüm nötr metallere ait çizgileri gösterir, ancak hidrojen çizgileri genellikle yoktur. Titanyum oksit M yıldızlarında kuvvetli olabilir, genellikle M5 ile hakimdir. Vanadyum oksit çizgileri M sınıfı için geç mevcut hale gelmeye başlar.

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

Betelgeuse (Beteljöz, Al Mankib, İkizlerevi), Avcı Takımyıldızı’nda yer alan kırmızı dev yıldızdır. Samanyolu’nda yer alan Betelgeuse, mavi dev Rigel’den (Beta Orionis) sonra Avcı Takımyıldızı’nın en parlak ikinci yıldızıdır. Takımyıldızın ortasında ise avcı Avcı kuşağı’nı oluşturan üç parlak mavi yıldız (Alnitak, Alnilam ve Mintaka) yer alır.

Betelgeuse adı, Arapça “el-cevze’nin eli” anlamına gelen “yad ül-cevze”dan bozmadır. El-Cevze, eski Arap mitolojisinde “gizemli kadın”dır. Batılılar için ise Betelgeuse, Helen mitolojisindeki avcı Orion’un yukarı uzanan sağ kolunun omuz başında yer almaktadır.

Betelgeuse, gökyüzünün en parlak iki kırmızı devinden biridir. Öteki Antares’tir. Ayrıca, görülebilecek en büyük yıldızlardan da biridir; öyle ki, Betelgeuse büyüklüğünde bir yıldıza kolay rastlanmaz. Büyüklüğü birinci dereceden (genelde 0,50) olan Betelgeuse, gökyüzünün genellikle en parlak 11. yıldızıdır. Sıcaklığı ortalama 3.600 Kelvin derece olan kırmızı dev yıldızın ışıması yarı-düzenli olduğundan, büyüklüğü periyodik olarak 0,2 ile 1,5 arasında değişir.

Yıldızın dünyadan uzaklığı 720 ışık yılıdır ve çapının yaklaşık 2,8 astronomik birim (AU) olduğu, yani Güneş’in çapının 600 katı olduğu hesaplanmıştır. (Bir astronomik birim Güneş’in merkeziyle Dünya’nın merkezi arasındaki uzaklık olan 149,6 milyon km.’dir.) Betelgeuse o kadar büyüktür ki, Güneş’in yerine konulacak olsaydı, yıldızın dış atmosferi Güneş Sistemi’nin beşinci gezegeni olan Jüpiter’in yörüngesini içine alırdı. Merkür, Venüs, Dünya ve Mars ise yıldızın içinde kalırlardı.

Kural olarak, bir yıldızın çapı Güneş’in çapının 100 katından fazla ise, dev yıldız sayılır. Kırmızı dev yıldızlar, kendilerine kırmızı rengi veren ve yüksek parlaklığı sağlayan yüzey sıcaklıklarının düşük oluşundan (genellikle Güneş’in yüzey sıcaklığının yarısı kadar) anlaşılır. Kırmızı devler, büyüklüklerine oranla son derece hafiftirler. Örneğin Betelgeuse’ün kütlesi Güneşin külesinin yalnızca 15 katıdır. Bir başka deyişle, Betelgeuse’ün yoğunluğu Güneş’in yoğunluğundan çok daha azdır.

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak.