Yıldız türleri ve tayf sınıfları: O B A F G K M

Gökbilimciler bir yıldıza baktıklarında önce tayfına, yani ışığının dalga boylarına ayrılmış haline bakarlar. Tayftaki soğurma çizgileri yıldızın yüzey sıcaklığını ve bileşimini söyler. Bu bilgiye dayanan sınıflandırma sistemi, sıcaktan soğuğa doğru O B A F G K M harflerinden oluşur ve modern gökbilimin en çok kullanılan kısaltmasıdır.

Harf sırası ilk bakışta anlamsız görünür — alfabetik değildir. Bunun nedeni tarihseldir: sınıflar başta hidrojen çizgilerinin gücüne göre A'dan başlayarak harflendirildi, sonra sıcaklık sırası anlaşılınca harfler yeniden dizildi ama adları değişmedi.

Harvard tayf sınıfları

Aşağıdaki tablo, her sınıfın ana kol üzerindeki tipik değerlerini verir. Son sütun çarpıcıdır: evrende tipik yıldız, gökyüzünde gözümüze çarpan parlak dev değil, sönük bir M cücesidir.

Sınıf	Etkin sıcaklık	Renk	Kütle (Güneş = 1)	Işıtma (Güneş = 1)	Ana kol yıldızları içindeki pay
O	33.000 K ve üzeri	Mavi	16 ve üzeri	30.000 ve üzeri	%0,00003
B	10.000 – 33.000 K	Mavi-beyaz	2,1 – 16	25 – 30.000	%0,12
A	7.300 – 10.000 K	Beyaz	1,4 – 2,1	5 – 25	%0,61
F	6.000 – 7.300 K	Sarımsı beyaz	1,04 – 1,4	1,5 – 5	%3,0
G	5.300 – 6.000 K	Sarı	0,8 – 1,04	0,6 – 1,5	%7,6
K	3.900 – 5.300 K	Açık turuncu	0,45 – 0,8	0,08 – 0,6	%12
M	2.300 – 3.900 K	Turuncu-kırmızı	0,08 – 0,45	0,08 ve altı	%76

Hidrojen çizgileri en güçlü A sınıfında görülür; O'da zayıf, K ve M'de çok zayıftır. Her harf 0'dan 9'a alt basamaklara bölünür: Güneş G2, Sirius A1, Proxima Centauri M5,5 sınıfındadır.

Sınıflandırmanın tarihi

İlk sistemli deneme 1860'lar ve 1870'lerde Angelo Secchi'den geldi: gözle yaptığı incelemelerle, hidrojen çizgilerinin şiddetine ve moleküler bantlara dayanan beş sınıf tanımladı.

Modern sistem ise Harvard Gözlemevi'nde doğdu. 1890'da yayımlanan Draper Kataloğu'nun maliyetini Mary Anna Draper karşıladı; çalışmayı Edward C. Pickering yönetti ve asıl işi “Harvard hesaplayıcıları” denen kadın gökbilimciler yaptı. Williamina Fleming kataloğun ilk baskısındaki tayfların çoğunu sınıflandırdı; 10.000'den fazla yıldızı sınıflandırdığı kabul edilir. Antonia Maury 1897'de 22 türlü bir sistem kurdu ve B türü yıldızları A'nın önüne yerleştiren ilk kişi oldu — bugünkü sıralamanın temel fikri buydu.

1901'de Annie Jump Cannon harf sistemine döndü ve O, B, A, F, G, K, M ile N dışındaki harfleri attı; 1912'ye gelindiğinde bugün kullanılan sayısal alt bölümleri (B0, A0 gibi) de yerleşmişti. İngilizce konuşulan dünyada sırayı akılda tutmak için kullanılan tekerleme (“Oh, Be A Fine Girl/Guy: Kiss Me!”) bu dizilişten gelir.

Işıtma sınıfları: aynı sıcaklık, çok farklı yıldız

Sıcaklık tek başına yeterli değildir. Aynı yüzey sıcaklığına sahip bir dev ile bir ana kol yıldızı çok farklı büyüklükte ve parlaklıktadır. 1943'te William Wilson Morgan, Philip C. Keenan ve Edith Kellman, tayf çizgilerinin genişliğinden yıldızın ışıtmasını okuyan Yerkes sistemini kurdu; 1953'te MK adıyla resmîleşti.

Sınıf	Anlamı
0 (Ia+)	Hiperdevler, aşırı ışıltılı süperdevler
Ia / Iab / Ib	Işıltılı, orta ve daha sönük süperdevler
II	Parlak devler
III	Normal devler
IV	Alt devler
V	Ana kol yıldızları
sd (VI)	Alt cüceler
D (VII)	Beyaz cüceler

Böylece Güneş G2V (sarı ana kol yıldızı), Betelgeuse M1–M2 Ia–ab (kırmızı süperdev), Polaris'in ana bileşeni ise F7Ib (sarı süperdev) olarak yazılır.

Kırmızı cüceler: kalabalık ama görünmez

M sınıfı yıldızlar, yani kırmızı cüceler, 0,08 – 0,6 Güneş kütlesi, 2.380 – 3.850 K sıcaklık ve Güneş'in 0,0003 ile 0,07 katı arasında ışıtma değerlerine sahiptir. Samanyolu'nda füzyon yapan yıldızların dörtte üçünü oluştururlar; en yakın altmış yıldızın ellisi kırmızı cücedir. Buna karşın katı tanıma uyan hiçbir kırmızı cüce çıplak gözle görülemez.

Çoğu kırmızı cüce aynı zamanda parlama yıldızıdır: dakikalar içinde parlaklığını iki katına çıkarabilen dev patlamalar yapar. Bu durum çevrelerindeki gezegenlerin yaşanabilirliğini tartışmalı hale getirir; ayrıntısı “Ötegezegenler” ve “Proxima b” sayfalarındadır.

Dizinin dışındaki sınıflar

O B A F G K M dizisi bütün gök cisimlerini kapsamaz. Yıldız olamayacak kadar hafif, soğuk cisimler için dizinin sonuna üç sınıf eklendi:

• L: Soğuk kahverengi cüceler; çok koyu kırmızı görünür, en parlak oldukları bölge kızılötesidir.
• T: Yüzey sıcaklığı yaklaşık 550 – 1.300 K arasında olan, tayfında metan belirgin kahverengi cüceler.
• Y: En soğuk kahverengi cüceler; WISE uydusuyla saptandı, 1,55 mikrometre civarındaki soğurma amonyağa bağlanıyor.

Bunların dışında özel durumlar vardır: Wolf–Rayet (WR) yıldızlarının tayfında hidrojen çizgileri yoktur; bunun yerine yüksek iyonlaşmış helyum, azot ve karbonun geniş salma çizgileri görülür. C (karbon yıldızları) ve S sınıfları ise tayflarında moleküler karbon bantları ve s-süreci elementleriyle öne çıkan devlerdir.

Kısaca

• Tayf sınıfları sıcaktan soğuğa O B A F G K M sırasındadır; her harf 0–9 alt basamaklara bölünür.
• Sıralama alfabetik değildir çünkü harfler önce hidrojen çizgisi gücüne göre verilmiş, sonra sıcaklığa göre yeniden dizilmiştir.
• Ana kol yıldızlarının %76'sı M, %12'si K, %7,6'sı G sınıfındadır; O sınıfı on binde birin bile çok altındadır.
• Işıtma sınıfı (I süperdev, III dev, V ana kol, VII beyaz cüce) 1943'te Morgan, Keenan ve Kellman tarafından eklendi.
• Güneş G2V, Sirius A1, Betelgeuse M1–M2 Ia–ab sınıfındadır.
• Kahverengi cüceler için L, T ve Y sınıfları; hidrojensiz tayf için Wolf–Rayet sınıfı kullanılır.

Kaynaklar: Wikipedia — Stellar classification, Wikipedia — Red dwarf, Wikipedia — Hertzsprung–Russell diagram, Wikipedia — Star