AMATÖR ASTRONOMİ TEMEL BİLGİLER 3

YILDIZLARIN RENK SINIFLAMASI

Teleskoplarda yıldızları ilk gözlemlemeye başladığımızda, onları renk sınıflarına ayırdık. Beyaz, sarı, kırmızı ve koyu kırmızı.

Bu daha sonra rafine edildi ve her renk harflere bölündü, beyaz için A’dan D’ye, sarı için E’den L’ye, kırmızı için M ve N.

Daha sonra yıldızlar yüzey sıcaklığına göre kategorize edilirse işlerin daha anlamlı olduğu anlaşıldı, ancak bu harf sistemi korundu, çünkü yıldızları sınıflandırmak için tüm çalışmalar zaten yapılmıştı.

Yani 25.000 Kelvin civarında en sıcaktan en soğuk olan yaklaşık 3.500 Kelvin’e kadar, şimdi O, B, A, F, G, K ve M yıldızlarımız var. Harvard sistemi adı verilen ve 01 olan bir sınıflandırma sistemi. İlk astronomlardan Annie Jump Cannon tarafından geliştirilmiştir.

O ve B yıldızları gibi daha sıcak nesneler mavidir ve K ve M yıldızları gibi daha soğuk nesneler kırmızıdır.

Ayrıca, çok daha fazla yakıtın yakılması gerçeğinden daha sıcak yıldızlar daha büyük olma ve daha parlak yanma eğilimindedir..

Sıcaklık ve parlaklık ile ilgili tüm bu veriler, ayrıca kütle ve yarıçap hakkındaki dolaylı bilgiler, Hertzsprung-Russell diyagramı veya kısaca H-R diyagramı olarak adlandırılan bir şeyle gösterilebilir.

Bu diyagramda, yatay eksen sağdaki sıcaklığın azaldığını ve dikey eksen parlaklığı veya her birim zamanda belirli bir yıldız tarafından yayılan enerji miktarını, yukarı giderek arttığını gösteriyor.

Yıldızların çoğunun, ana dizi yıldızları dediğimiz sürekli bir eğri üzerinde düştüğünü görebiliriz.

Tüm yıldızların yüzde doksanı, buradaki sarı bölgenin bir parçası olan kendi güneşimiz de dahil olmak üzere bu eğilimi takip ediyor. Bazı yıldızlar, kırmızı devler gibi, çok havalı ama aydınlıkken diğerleri, beyaz cüceler gibi çok sıcak ama sönüktür, ancak çoğunluğu bu ana diziye aittir.

Bu diyagram sadece sıcaklık ve parlaklığı listelese de, diğer değişkenler hakkında pek çok şey çıkarabiliriz. Daha fazla yüzey alanı daha fazla enerji yayılması anlamına geldiğinden, daha büyük yıldızlar her zaman daha parlaktır.

Soldan sağa doğru hareket ederken rengin sıcaklıkla açıkça ilişkili olduğunu da görebiliriz. Boyut da temsil edilir, ana sekans yıldızlarının boyutları soldan sağa küçülür, ancak kırmızı devler ve beyaz cüceler bu eğilimden sapar.

Yirminci yüzyılın başlarında yüz binlerce yıldıza bakılarak toplanan bu veriler, açıkladığımız kütle-parlaklık ilişkisi gibi yıldızlarla ilgili bazı gerçekleri ortaya koyuyor.

Bu, ana sekansın bu köşesindeki mavi yıldızların neden en parlak şekilde yandığını ve daha küçük kırmızı yıldızlara doğru ilerlerken söndüğünü açıklıyor.

Bu, yıldızı içe doğru çarpan yerçekiminin kendi yarıçapı ile katlanarak artması ile ilgilidir, bu nedenle daha büyük yıldızların çökmeyi önlemek için çok daha fazla dışa doğru basınç oluşturması gerekir.

Yıldızları renkten ziyade parlaklıklarına göre de kategorize edebiliriz, biri en parlak olan ile beş arasındaki Roma rakamlarını kullanarak.

İşte bu, evrendeki tüm yıldızlar hakkında bazı temel bilgiler. Unutmayın, ana sekans için, mavi yıldızlar büyük, sıcak ve parlak, yaklaşık yüz ila iki yüz güneş kütlesi veya güneşimizin kütlesinin bir ila iki yüz katıdır.

Kızıl yıldızlar küçük, serin ve sönüktür, güneşimizin kütlesinin yaklaşık onda biri kadardır.

Sarı ikisinin arasında, bunlar güneşimizin büyüklüğü kadar. Sonra ana sekans yıldızlarının ötesinde, kırmızı devler ve beyaz cüceler var.

Bunlar üç ana yıldız sınıfıdır. Geçmişte var olan yıldızların çoğu ve bugün var olan yıldızların çoğu, bu kategorilerden birine girer. Ama durağan değiller, zamanla bu kategoriler arasında hareket edecekler.

Alıntı: Professor Dave Explains

Çeviri: Google Translate