Yıldızların Sınıflandırılmaları

Newton, Güneş ışığının prizma ile renklerine ayrıştırılabileceğini göstermişti. Daha sonra 19. yüzyıl başlarında, önce ince bir yarıktan sonra da prizmadan geçirilen güneş ışığında karanlık boşluklar olduğu anlaşıldı. Bunlara, bugün, soğurma çizgileri denir. Alman Fraunhofer, 1815'e kadar Güneş'te 300 den fazla soğurma çizgisinin dalgaboyunu listeledi. Sonradan yapılan lâboratuar deneyleri, bu çizgilerin farklı elementlerin atomlarından kaynaklandığını gösterdi. 19. yüzyıl gök bilimcileri spektroskop denen âletle yıldızlara baktıklarında, çeşitli spektrumla karşılaştılar; çoğu Güneş'in spektrumundan farklı gözüküyordu.

Benzerlikleri ve farklılıkları anlamak için yıldızların tayfları sınıflara ayrıldı. 1890'lara kadar Harward Gözlemevi'nde geliştirilen sınıflama bugün hâlâ kullanılmaktadır. Tayf başlangıçta hidrojen (H) çizgilerinin şiddetine göre sınıflandı. En kuvvetli olanlara A, sonra B, C.... O'ya kadar. Daha sonra C, D, ... gibi bazı harflere gerek olmadığı anlaşıldı, geriye ABFGKMO sıralaması kaldı (hidrojen sıralaması). Tayfta (Ca, Fe, TiO gibi) diğer element ve molekül çizgileri de göz önünde bulundurarak yeniden sıralama yapılınca, OBAFGKM dizisi ortaya çıktı. Bunun bir sıcaklık ve dolayısıyla bir renk sıralaması olduğu anlaşıldı: O, B mavi; M kırmızımsı. Daha sonraki çalışmalar bunun kaba bir sınıflandırma olduğunu gösterdi ve her sınıf 10 alt sınıfa bölündü: B1, B2, B3,............B9; A0, A1, A2, ........ gibi . Bugün bu sınıflama kullanılmaktadır. bu sınıflamada Güneş G2 sınıfındandır.

Çizelge 4.2: Yıldızların renk ve sıcaklıkları.

Bu sınıfların fiziksel açıklaması ancak 1920 lerden sonra, atomun yapısı anlaşılınca yapılabildi. Sürekli (dalgaboyuna göre boşlukları olmayan) bir ışık kaynağından ya da sıcak bir karacisimden çıkan ışınım, soğuk ve daha az yoğun bir gazın içinden geçince, soğurma spektrumu elde edilir (bkz. Şekil 1.46). Yıldızın iç kısmındaki sıcak ve yoğun gazdan gelen ışınım daha soğuk ve daha az yoğun atmosferden geçerken, atmosfer içinde hangi çeşit atom varsa, o atomlar tarafından belli dalgaboylarında seçici olarak soğurulur, böylece o dalga boylarında ışınım enerjisi azalır, işte bunlar soğurma çizgileridir. M tipi gibi soğuk yıldızların atmosferlerinde elementlerin nötr atomları ve moleküller vardır, soğurma çizgileri de bunların parmak izleridirler. Daha sıcak yıldızlarda ağır elementler, ve en sıcak yıldızlarda hidrojen iyonlaştığı için soğurma çizgileri de onların parmak izlerini taşır.

19. yüzyıl başlarında, Danimarkalı E. Hertzsprung ve Amerikalı M.R. Russell tarafından yıldızların sıcaklıkları ile toplam ışınım güçleri arasında önemli bir ilişki bulundu. Uzaklığı bilinen yıldızların salt parlaklıkları tayf sınıfına karşı noktalanınca yıldızların belli kollarda toplandığı görüldü (Şekil 4.15). Buna Hertzsprung - Russell ya da kısaca HR diyagramı denir. Bugün tanınan kollar, adlarıyla birlikte şekilde gösterilmiştir. (Dikey eksende parlaklığın yukarı doğru arttığına dikkat ediniz.) Yıldızların çoğu ana kol diye adlandırılan kol üstünde bulunur, bunlara cüceler de denir. Ana kol üstünde M tipinden O tipine doğru sıcaklık, yarıçap ve kütle artar. Işınım güçlerindeki artış da L = 4πR²σT⁴ karacisim formülüne oldukça iyi uymaktadır. Dev ve üstdevler, adlarından anlaşılacağı gibi, aynı sıcaklıktaki ana kol (cüce) yıldızlarına göre çok büyük olan yıldızlardır. Örneğin; M tipi μ Cephei için yarıçap 11.8 GB dir, yani Satürn'ün yörünge yarıçapından daha büyüktür.

Şekil 4.15: HR diyagramı.