Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Astronomiyada ulduzların astronomik təsnifatı onların spektral xüsusiyyətlərinə əsasən təsnif olunmasıdır. Ulduzdan elektromaqnit şüalanma spektr xətləri ilə inteqrasiya olunmuş rənglərin göy qurşağı sərgiləyən spektrinə bir prizma ilə bölməklə təhlil olunur. Hər bir xətt müəyyən bir kimyəvi element və ya molekulu göstərir, bu elementin bolluğunu göstərən xətt gücü ilədir. Müxtəlif spektral xətlərin güclü olması əsasən fotosferin temperaturu ilə bağlıdır, baxmayaraq ki, bəzi hallarda əsl bolluq fərqləri var. Bir ulduz spektrinin sinfi, ilk növbədə, ionlaşma vəziyyətini ümumiləşdirən qısa kodudur və fotosferin temperaturu obyektiv bir ölçü verir.
Çox ulduzlar, O, B, A, F, G, K və M hərflərini ən isti (O tipli) ən keyfiyyətli (M tipi) bir sıra ilə Morgan-Keenan (MK) sistemi altında təsnif edilir. Hər bir məktub sinfi sonra 0 ədəd ən isti və 9 (məsələn, A8, A9, F0 və F1 seriyasından daha soyuq olan bir sıra təşkil edir) ilə rəqəmli istifadə edərək bölünür. Ardıcıllıq digər ulduzlar və klassik sistemə uyğun olmayan ulduz kimi əşyalar üçün dərslər ilə genişlənmişdir, məsələn, D dwarfs və S və C sinfləri üçün karbon ulduzları üçün D sinfidir.
MK sistemində riyazi rəqəmləri istifadə edərək spektral sinifə parlaqlıq sinfi əlavə edilir. Bu, atmosferin sıxlığından fərqlənən və nəhəng ulduzları cırtdan ayırd edən ulduz spektrində müəyyən emiş xətlərinin genişliyinə əsaslanır. Parlaqlıq sinfi 0 və ya Ia + supergiants üçün, supergiants üçün sinif I, parlaq devanlar üçün II sinif, müntəzəm devilər üçün III sinif, sub-gigantlar üçün sinif IV, ana ardıcıl ulduzlar üçün sinif IV, sinif sd (və ya VI) üçün sub ağ cırtdanlar üçün Dwarfs və D (və ya VII) sinfləridir. Günəş üçün tam spektrli sinif daha sonra G2V, 5,800 K ətrafında bir temperatur olan bir əsas ardıcıllıq ulduzunu ifadə edir.
Konvensional rəng təsviri
Konvensional rəng təsviri yalnız möhtəşəm spektrin zirvəsini nəzərə alır. Əslində, ulduzlar spektrin bütün hissələrində yayılır. Bütün spektral rənglər birləşdiyi üçün ağ görünsə də, insan gözünün göründüyü aydın görünən rənglər ənənəvi rəng təsvirlərindən daha aydın olur. "Yüngülliyin" bu xarakteristikası göstərir ki, spektrin içərisində rənglərin sadələşdirilmiş təyin edilməsi yanlış ola bilər. Zəif işığındakı rəng kontrastlı illüziyalar istisna olmaqla, yaşıl, indigo və ya bənövşəyi ulduzlar yoxdur. Qırmızı cırtdanlar narıncı dərin bir kölgədir və qəhvəyi cırtdanlar sözündən qəhvəyi görünmürlər, amma hipotetik olaraq yaxın bir müşahidəçi üçün qaranlıq görünür.
Müasir təsnifat
Müasir təsnifat sistemi Morgan-Keenan (MK) təsnifatı kimi tanınır. Hər bir ulduzun yuxarıdakı Harvard spektral təsnifatından və ulduzun spektral tipini formalaşdıran, aşağıda izah edilən rümləri istifadə edərək parlaqlıq sinfindən bir spektral sinif verilir.
UBV sistemi kimi digər müasir mükəmməl təsnifat sistemləri rəng indekslərinə əsaslanır — üç və ya daha çox rəng ölçüsündə ölçülmüş fərqlənir. Bu ədədlərə "U-V" və ya "B-V" kimi etiketlər verilir ki, bu da iki standart filtrdən (məs. Ultraviyole, Mavi və Görmə) keçən rəngləri əks etdirir.
Harvard spektral təsnifatı
Harvard sistemi əvvəllər alfabe sistemini yenidən sifariş etmiş və sadələşdirmiş astronom Annie Cannon tərəfindən bir ölçülü təsnifat sxemidir. Ulduzlar spektral xarakteristikalara əsasən əlifbanın bir ədəd məktubları ilə, hansısa ədədi bölmələrlə qruplaşdırılır. Əsas ardıcıl ulduzlar səth temperaturunda təxminən 2,000 ilə 50,000 K arasındadır, daha çox inkişaf etmiş ulduzlar isə 100,000 K-dan yuxarı temperaturda ola bilər. Fiziki olaraq, siniflər ulduzun atmosferinin temperatürünü göstərir və adətən ən isti-soyuqdan ən çox soyudulur.
O-dan M-ə qədər spektral siniflər və daha sonra müzakirə olunan daha çox ixtisaslaşdırılmış dərslər ərəb nömrə ilə (0–9) bölünür, burada 0 bir sinfin isti ulduzlarını göstərir. Məsələn, A0 sinif A və A9-da ən isti ulduzları ən keyfiyyətli olanları ifadə edir. Fraksiyalı nömrələrə icazə verilir; məsələn, ulduz Mu Normae O9.7 kimi təsnif edilir. Günəş G2 olaraq təsnif edilir.
Konvensional rəng təsvirləri astronomiyada ənənəvi və ağ rəngli bir A sinf ulduzunun rənginə nisbətən rəngləri təmsil edir. Aydın rəngli təsvirlər, müşahidəçilərin gözlərinə köməyi olmadan və ya dürbünlə qaranlıq bir göy altında ulduzları izah etməyə çalışsalar, görəcəklər. Bununla belə, göydə olan ən ulduzlar, ən parlaq olanları istisna olmaqla, ağ rəngli və ya mavi ağ rəngsiz görünür, çünki rəngli görmə işlərinə çox zərifdirlər. Qırmızı supergiants eyni spektral növü cırtdan daha soyuq və qırmızıdırlar və karbon ulduzları kimi xüsusi spektral xüsusiyyətləri olan ulduzlar hər hansı bir qara bədəndən daha çox qırmızı ola bilər.
Bir ulduzun Harvard təsnifatı onun səthini və ya fotosferik temperatürünü (daha doğrusu, onun effektiv temperaturu) göstərdiyini, ilk Hertzsprung-Russell diaqramının (1914-cü ilə qədər) formalaşdırılmasına baxmayaraq, bu ümumiyyətlə həqiqət olduğundan şübhələnildi. 1920-ci illərdə hind fiziki Meghnad Saha atomların ionlaşmasına molekulların ayrışmasına aid olan fiziki kimya sahəsində tanınmış ideyaları genişləndirərək bir ionlaşma nəzəriyyəsini əldə etdi. Birincisi, günəş xromosferinə, sonra isə stellar spektrinə tətbiq etdi.
Harvard astronomu Cecilia Payne daha sonra O-B-A-F-G-K-M spektral sıralamasının həqiqətən temperaturda bir sıra olduğunu göstərdi. Təsnifat sırası, bir temperatur ardıcıllığı olduğunu anladığımız üçün, B3 və ya A7 kimi bir alt növə bir spektrin yerləşdirilməsi, ulduz spektrlərindəki absorbsiya xüsusiyyətlərinin güclü (əsasən subyektiv) təxminlərinə əsaslanır. Nəticədə, bu alt tiplər riyazi olaraq göstərilən fasilələrlə hərtərəfli bölünmür.
Yerkes spektral təsnifatı
Yerkes spektral təsnifat, William Wilson Morgan, Philip C. Keenan və Yerkes Rəsədxanası Edith Kellman tərəfindən 1943-cü ildə təqdim mükəmməl spektral təsnifat sistemidir. Bu iki ölçülü (temperatur və parlaqlıq) təsnifat sxemi (Harvard təsnifat yalnız səthi temperatur əsaslanır isə) parlaq ilə bağlı mükəmməl temperatur və yerüstü çəkisi, həssas spektral xətlərin əsaslanır. Daha sonra, 1953-cü ildə, standart ulduzlar və təsnifat meyarlarının bəzi dəyişikliklərindən sonra, sxem Morgan-Keenan təsnifatı və ya MK adlandırılmışdır və bu sistem istifadədə qalır.
Yüksək səth çəkisi olan denser ulduzlar spektral xətlərin daha geniş təzyiq göstəricisidirlər. nəhəng radius oxşar kütləvi bir cırtdan daha böyük, çünki nəhəng ulduz səthində çəkisi, və bu səbəbdən təzyiq, bir cırtdan ulduz üçün çox azdır. Buna görə spektrda fərqlilik parlaqlıq təsiri kimi şərh edilə bilər və parlaqlıq sinfi spektrın yoxlanılmasından tamamilə təyin edilə bilər.
Aşağıdakı cədvəldə göstərildiyi kimi bir sıra müxtəlif parlaqlıq sinifləri fərqlənir.
Marjinal işlərə icazə verilir; məsələn, bir ulduz bir supergiant və ya parlaq nəhəng ola bilər və ya subgiant və əsas ardıcıl təsnifat arasında ola bilər. Bu hallarda iki xüsusi simvol istifadə olunur:
- A slash (/) bir ulduzun bir sinif və ya digər olduğunu ifadə edir.
- Daş (-), ulduzun iki sinif arasındadır.
Məsələn, A3–4III / IV kimi təsnif edilən bir ulduz nəhəng bir ulduz və ya bir subgiant olanda spektral növləri A3 və A4 arasındadır.
Sub-dwarf sinfləri də istifadə edilmişdir: VI alt cırtdanlar üçün (əsas ardıcıldan az parlaq az).
Nominal parlaqlıq sinfi VII (və bəzən daha yüksək rəqəmlər) artıq əsasən ardıcıllığı və nəhəng ulduzların ağ cırtdanlara tətbiq edilmədiyi üçün, ağ cırtdan siniflər üçün nadir hallarda istifadə olunur.
Bəzən a və b hərfləri supergiantlardan başqa parlaqlıq siniflərinə tətbiq olunur; məsələn, tipik birləşmədən daha az parlaq ulduz nişanlığı IIIb sinfinə verilə bilər.
II. Λ4686 spektral xəttində güclü absorbsiyaya malik olan həddindən artıq V ulduzlarının nümunəsinə Vz təyin edilmişdir. Məsələn, bir ulduz HD 93129 B.
Spektral xüsusiyyətlər
Əlavə nomenklatura, kiçik həcmli məktublar şəklində, spektrın özünəməxsus xüsusiyyətlərini göstərmək üçün spektr tipini izləyə bilər.
Məsələn, 59 Cygni, B1.5V ümumi təsnifatı ilə bir spektri göstərən spektral növü B1.5Vnne, eləcə də çox geniş emiş xətləri və müəyyən emissiya xətləri kimi göstərilmişdir.
Tarix
Harvard təsnifatında məktubların tək tənzimləməsinin səbəbi tarixi keçmiş Secchi dərslərindən irəli gələn və təkmilləşdirilmiş anlayışla mərhələ dəyişmiş tarixi bir tarixdir.
Secchi dərsləri.
1860-cı illərdə və 1870-ci illərdə aparıcı stellar spektroskopist Angelo Secchi müşahidə olunan spektrləri təsnif etmək üçün Secchi siniflərini yaradıb. 1866-cı ildə o, aşağıda göstərilən cədvəldə göstərilən üç növlü stellar spektrini hazırlamışdır.
1890-cı illərin sonlarında bu təsnifat Harvard təsnifatı ilə əvəzləndi və bu maddənin qalan hissəsində müzakirə edildi.
Secchi dərsləri üçün istifadə olunan roma ədədləri Yerkes parlaqlığı sinifləri üçün istifadə olunan tamamilə əlaqəsiz Roman rəqəmləri ilə qarışdırılmamalıdır.
Draper sistem.
1880-ci illərdə astronom Edward C. Pickering obyektiv prizma metodundan istifadə edərək, Harvard Kollec Rəsədxanasında görkəmli spektrlər tədqiqatına başladı. Bu işin ilk nəticəsi 1890-cı ildə nəşr olunan Stellar Spectra Draper Kataloqu idi. Williamina Fleming bu kataloqda spektrlərin əksəriyyətini təsnif etmişdir.
Kataloqda daha əvvəl istifadə edilən Secchi dərsləri (I–IV) daha çox xüsusi siniflərə ayrılmış, A-dan N.-ə qədər məktublar verilmiş bir sxemdən istifadə edilmişdir. Həmçinin, O, P və Q hərfləri istifadə edilmişdir — O spektrləri olan ulduzlar üçün əsasən parlaq xəttlər, planetar bulaq bulaqları üçün P, Q isə başqa bir sinifə uyğun olmayan ulduzlar üçündür.
Harvard sistem.
1897-ci ildə Harvarddakı başqa bir işçi, Antonia Maury, Secchi sinfinin I Orion alt tipini Secchi sinfinin I hissəsinin qabağına qoyaraq, müasir tipli B-ni müasir tipli A-dan qabaq qoydu. yazı tipli spektral növlərdən istifadə etməmişdi, əksinə, I-dən XXII-ə qədər olan iyirmi iki növdən ibarət idi.
1901-ci ildə Annie Jump Cannon yazılmış növlərə qayıtdı, amma bu qaydada istifadə edilən O, B, A, F, G, K və M istisna olmaqla bütün məktubları, habelə planetar bulaq bulaqları və P-nin bəzi qəribə spektrlər üçün P . B5A tipləri B və A tipləri arasındakı yarımlarda, F-dən G-ə yolun beşdə biri üçün F2G, və s. Kimi növlərdən istifadə etmişdir. Nəhayət, 1912-ci ilə qədər Cannon B, A, B5A, F2G, və s. Növlərini B0, A0, B5, F2 və s.. Bu əsasən Harvard təsnifat sisteminin müasir formasıdır.
Spektral növləri
Ulduz sinif sistemi biologiyada növlərin təsnifatına bənzər tipli nümunələr əsasında taksonomikdir. Kateqoriya hər bir kateqoriyaya və alt kateqoriyaya bir və ya daha çox standart ulduzlar tərəfindən müəyyən edilir, bu da fərqləndirici xüsusiyyətlərin təsviri ilə təsvir olunur.
"Erkən" və "gec" nomenklaturası.
Ulduzlar tez-tez erkən və ya gec növlər kimi istinad edilir. "Erkən" isti üçün sinonimdir, "gec" soyuducu üçün sinonimdir.
Kontekstdən asılı olaraq, "erkən" və "gec" mütləq və ya nisbi şərtlər ola bilər. "Erkən" mütləq bir müddət olaraq bu səbəbdən O və ya B, və ehtimal ki, A ulduzları deməkdir. Nisbi istinad kimi, "erkən K" kimi ehtimal K0, K1 və K3 kimi ulduzlardan daha isti olur.
"Gecikmək" eyni şəkildə istifadə olunur, K və M kimi spektral növləri olan ulduzları ifadə edən müddətin qeyri-dəqiq şəkildə istifadə edilməsi ilə yanaşı, digər gecələrə nisbətən sərin olan ulduzlar üçün də istifadə edilə bilər. "G7, G8 və G9-a istinad etməkdir.
Nisbi mənada, "erkən", sinfi məktubundan sonra aşağı ərəb nömrə deməkdir və "gec" daha yüksək sayda deməkdir.
Bu qaranlıq terminologiya 20-ci əsrin əvvəllərində, təkamülçü təkamül nəzəriyyəsindəki bir modeldir. Bu, ulduzların əsas ardıcıllıq ulduzlarına tətbiq edilmədiyi bilinən Kelvin-Helmholtz mexanizmi vasitəsilə gravitasiya qüvvəsi ilə gücləndiyini nəzərdə tuturdu Bu mexanizm Günəşin yaşlarını geoloji rekorddan daha kiçik olan və ulduzların nüvə füzyonu ilə işlədildiyi kəşfinin köhnəlməsinə gətirib çıxarmışdır. "Erkən" və "gec" ifadələri, əsas götürdükləri modelin ölümündən kənara çıxdı.
Sınıf O.
O tipli ulduzlar çox isti və çox parlaq, radiasiya çıxışlarının əksəriyyəti ultrabənövşəyi diapazondadır. Bunlar bütün əsas ardıcıl ulduzların ən nadirdir. Günəş məhəlləsindəki əsas ardıcıl ulduzların 3,000,000-dən (0,00003%) 1-i O-tipli ulduzlardır. Ən böyük ulduzlardan bəziləri bu spektral sinifdədir. O tipli ulduzlar tez-tez onların spektrinin ölçülməsini çətinləşdirən mürəkkəb mühitə malikdirlər.
O tipli spektrlər əvvəllər He II λ4541-nin gücünə nisbətən I λ4471 ilə müqayisədə nisbətən müəyyən edilmişdir, burada λ dalğaların uzunluğu, εngströms ilə ölçülür. Spektral tipli O7, iki intensivliyin bərabər olduğu nöqtə olaraq təyin olundu, O, məni əvvəlki növlərə zəiflətdi. O3 növü, tərifinə görə, sözügedən xəttin tamamilə yox olma nöqtəsi idi, baxmayaraq ki, bu, müasir texnologiya ilə çox zəif görülə bilər. Buna görə, müasir definition N IV λ4058 azot xəttinin N III λλ4634–40-42 nisbətinə nisbətən istifadə edir.
O tipli ulduzlar O5-dən O9-a qədər güclənərək, görkəmli ionlaşmış (Si IV, O III, N III və C III) və nöqtəli helyum xəttlərinə və görkəmli hidrogen Balmer xəttlərinə, baxmayaraq ki, sonrakı növlərdə olduğu kimi güclü deyil. Onlar çox kütlü olduğundan, O tipli ulduzlar çox isti nüvələrə sahibdirlər və hidrogen yanacağı vasitəsilə çox tez yandırırlar, buna görə də əsas ardıcıllığı tərk edən ilk ulduzlardır.
MKK təsnifat sxemi 1943-cü ildə ilk dəfə təsvir olunduqda, istifadə edilən sinif O yalnız subtipləri O5-dən O9.5-ə qədər idi. MKK sxemi 1971-ci ildə O9.7-ə, 1978-ci ildə isə O4-ə qədər uzadılıb və O2, O3 və O3.5 növlərini əlavə edən yeni təsnifat sxemləri tətbiq edilmişdir.
Spektral standartlar
- O7V — S Monoserotis
- O9V — 10 Lacertae
B sinfi.
B tipli ulduzlar çox parlaq və mavi olur. Onların spektrlərində B2 subklassində ən çox görülən nöqtəli helyum xətləri və orta hidrogen xətləri vardır. O və B tipli ulduzlar bu qədər enerjili olduğundan, onlar yalnız nisbətən qısa bir müddət yaşayırlar. Beləliklə, onların ömrü boyunca kinematik qarşılıqlı olma ehtimalının aşağı olması səbəbindən, onlar qaçaq ulduzlardan başqa meydana gəldikləri sahədən uzaqlaşa bilmirlər.
O sinfindən B sinfinə keçid, ilk növbədə II II 454-nin yox olduğu nöqtədir. Bununla birlikdə, müasir avadanlıqla birlikdə, B tipli ulduzlarda xətt hələ də görünmür. Bu gün əsas ardıcıl ulduzlar üçün, B-sinfi B2 sinfinə uyğun olan maksimum intensivliyi ilə, əvəzinə O, violet spektrinin intensivliyi ilə müəyyən edilir. Süperdivenlər üçün silikon xətləri istifadə olunur; Si IV λ4089 və Si III λ4552 xəttləri erkən B göstəricisidir. B ortasında, sonuncunun Si II λλ4128–30-a nisbətən intensivliyi müəyyən edən xarakterikdir, B üçün isə Mq II-nin intensivliyi λ4481 ilə müqayisədə λ4471.
Bu ulduzlar nəhəng molekulyar buludlarla əlaqəli olan OB birləşmələrində tapıla bilərlər. Orion OB1 assosiasiyası Süd yolunun spiral qolunun böyük bir hissəsini tutur və orijinal bürcün ən parlaq ulduzlarından ibarətdir. Günəş məhəlləsindəki əsas ardıcıl ulduzlardan 800-dən (0.125%) B-tipli əsas ardıcıl ulduzlar var.
"Ulduzlarr" kimi tanınan kütləvi hələ sübjigit olmayan şəxslər, ulduzların yaratdığı hidrogen ilə əlaqəli elektromaqnit radiasiya seriyası ilə xüsusilə, bir müddətdə və ya bir neçə Balmer xəttinə malik olan əsas ardıcıl ulduzlardır xüsusi maraqdır. Ulduzlar ümumiyyətlə qeyri-adi dərəcədə güclü küləklər, yüksək səth temperaturu və obyektlərin möhtəşəm sürətli bir dərəcədə döndüyü kimi, kütlə kütləsinin əhəmiyyətli dərəcədə azaldılması hesab olunur. "B (e)" və ya "B [e]" kimi tanınan obyektlər kvant mexanikasının cari anlayışları zamanı adətən icazə verilməyən proseslərə məruz qalan, 'qadağan mexanizmlər' hesab edilən fərqli nötral və ya aşağı ionizasiya emissiya xətlərinə malikdirlər.
wikipedia, oxu, kitab, kitabxana, axtar, tap, meqaleler, kitablar, oyrenmek, wiki, bilgi, tarix, tarixi, endir, indir, yukle, izlə, izle, mobil, telefon ucun, azeri, azəri, azerbaycanca, azərbaycanca, sayt, yüklə, pulsuz, pulsuz yüklə, haqqında, haqqinda, məlumat, melumat, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, şəkil, muisiqi, mahnı, kino, film, kitab, oyun, oyunlar, android, ios, apple, samsung, iphone, pc, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, web, computer, komputer
Astronomiyada ulduzlarin astronomik tesnifati onlarin spektral xususiyyetlerine esasen tesnif olunmasidir Ulduzdan elektromaqnit sualanma spektr xetleri ile inteqrasiya olunmus renglerin goy qursagi sergileyen spektrine bir prizma ile bolmekle tehlil olunur Her bir xett mueyyen bir kimyevi element ve ya molekulu gosterir bu elementin bollugunu gosteren xett gucu iledir Muxtelif spektral xetlerin guclu olmasi esasen fotosferin temperaturu ile baglidir baxmayaraq ki bezi hallarda esl bolluq ferqleri var Bir ulduz spektrinin sinfi ilk novbede ionlasma veziyyetini umumilesdiren qisa kodudur ve fotosferin temperaturu obyektiv bir olcu verir Sualanma spektr xetleri Cox ulduzlar O B A F G K ve M herflerini en isti O tipli en keyfiyyetli M tipi bir sira ile Morgan Keenan MK sistemi altinda tesnif edilir Her bir mektub sinfi sonra 0 eded en isti ve 9 meselen A8 A9 F0 ve F1 seriyasindan daha soyuq olan bir sira teskil edir ile reqemli istifade ederek bolunur Ardicilliq diger ulduzlar ve klassik sisteme uygun olmayan ulduz kimi esyalar ucun dersler ile genislenmisdir meselen D dwarfs ve S ve C sinfleri ucun karbon ulduzlari ucun D sinfidir MK sisteminde riyazi reqemleri istifade ederek spektral sinife parlaqliq sinfi elave edilir Bu atmosferin sixligindan ferqlenen ve neheng ulduzlari cirtdan ayird eden ulduz spektrinde mueyyen emis xetlerinin genisliyine esaslanir Parlaqliq sinfi 0 ve ya Ia supergiants ucun supergiants ucun sinif I parlaq devanlar ucun II sinif muntezem deviler ucun III sinif sub gigantlar ucun sinif IV ana ardicil ulduzlar ucun sinif IV sinif sd ve ya VI ucun sub ag cirtdanlar ucun Dwarfs ve D ve ya VII sinfleridir Gunes ucun tam spektrli sinif daha sonra G2V 5 800 K etrafinda bir temperatur olan bir esas ardicilliq ulduzunu ifade edir Konvensional reng tesviriKonvensional reng tesviri yalniz mohtesem spektrin zirvesini nezere alir Eslinde ulduzlar spektrin butun hisselerinde yayilir Butun spektral rengler birlesdiyi ucun ag gorunse de insan gozunun gorunduyu aydin gorunen rengler enenevi reng tesvirlerinden daha aydin olur Yungulliyin bu xarakteristikasi gosterir ki spektrin icerisinde renglerin sadelesdirilmis teyin edilmesi yanlis ola biler Zeif isigindaki reng kontrastli illuziyalar istisna olmaqla yasil indigo ve ya benovseyi ulduzlar yoxdur Qirmizi cirtdanlar narinci derin bir kolgedir ve qehveyi cirtdanlar sozunden qehveyi gorunmurler amma hipotetik olaraq yaxin bir musahideci ucun qaranliq gorunur Muasir tesnifatMuasir tesnifat sistemi Morgan Keenan MK tesnifati kimi taninir Her bir ulduzun yuxaridaki Harvard spektral tesnifatindan ve ulduzun spektral tipini formalasdiran asagida izah edilen rumleri istifade ederek parlaqliq sinfinden bir spektral sinif verilir UBV sistemi kimi diger muasir mukemmel tesnifat sistemleri reng indekslerine esaslanir uc ve ya daha cox reng olcusunde olculmus ferqlenir Bu ededlere U V ve ya B V kimi etiketler verilir ki bu da iki standart filtrden mes Ultraviyole Mavi ve Gorme kecen rengleri eks etdirir Harvard spektral tesnifatiHarvard sistemi evveller alfabe sistemini yeniden sifaris etmis ve sadelesdirmis astronom Annie Cannon terefinden bir olculu tesnifat sxemidir Ulduzlar spektral xarakteristikalara esasen elifbanin bir eded mektublari ile hansisa ededi bolmelerle qruplasdirilir Esas ardicil ulduzlar seth temperaturunda texminen 2 000 ile 50 000 K arasindadir daha cox inkisaf etmis ulduzlar ise 100 000 K dan yuxari temperaturda ola biler Fiziki olaraq sinifler ulduzun atmosferinin temperaturunu gosterir ve adeten en isti soyuqdan en cox soyudulur O dan M e qeder spektral sinifler ve daha sonra muzakire olunan daha cox ixtisaslasdirilmis dersler ereb nomre ile 0 9 bolunur burada 0 bir sinfin isti ulduzlarini gosterir Meselen A0 sinif A ve A9 da en isti ulduzlari en keyfiyyetli olanlari ifade edir Fraksiyali nomrelere icaze verilir meselen ulduz Mu Normae O9 7 kimi tesnif edilir Gunes G2 olaraq tesnif edilir Konvensional reng tesvirleri astronomiyada enenevi ve ag rengli bir A sinf ulduzunun rengine nisbeten rengleri temsil edir Aydin rengli tesvirler musahidecilerin gozlerine komeyi olmadan ve ya durbunle qaranliq bir goy altinda ulduzlari izah etmeye calissalar gorecekler Bununla bele goyde olan en ulduzlar en parlaq olanlari istisna olmaqla ag rengli ve ya mavi ag rengsiz gorunur cunki rengli gorme islerine cox zerifdirler Qirmizi supergiants eyni spektral novu cirtdan daha soyuq ve qirmizidirlar ve karbon ulduzlari kimi xususi spektral xususiyyetleri olan ulduzlar her hansi bir qara bedenden daha cox qirmizi ola biler Bir ulduzun Harvard tesnifati onun sethini ve ya fotosferik temperaturunu daha dogrusu onun effektiv temperaturu gosterdiyini ilk Hertzsprung Russell diaqraminin 1914 cu ile qeder formalasdirilmasina baxmayaraq bu umumiyyetle heqiqet oldugundan subhelenildi 1920 ci illerde hind fiziki Meghnad Saha atomlarin ionlasmasina molekullarin ayrismasina aid olan fiziki kimya sahesinde taninmis ideyalari genislendirerek bir ionlasma nezeriyyesini elde etdi Birincisi gunes xromosferine sonra ise stellar spektrine tetbiq etdi Harvard astronomu Cecilia Payne daha sonra O B A F G K M spektral siralamasinin heqiqeten temperaturda bir sira oldugunu gosterdi Tesnifat sirasi bir temperatur ardicilligi oldugunu anladigimiz ucun B3 ve ya A7 kimi bir alt nove bir spektrin yerlesdirilmesi ulduz spektrlerindeki absorbsiya xususiyyetlerinin guclu esasen subyektiv texminlerine esaslanir Neticede bu alt tipler riyazi olaraq gosterilen fasilelerle herterefli bolunmur Yerkes spektral tesnifatiYerkes spektral tesnifat William Wilson Morgan Philip C Keenan ve Yerkes Resedxanasi Edith Kellman terefinden 1943 cu ilde teqdim mukemmel spektral tesnifat sistemidir Bu iki olculu temperatur ve parlaqliq tesnifat sxemi Harvard tesnifat yalniz sethi temperatur esaslanir ise parlaq ile bagli mukemmel temperatur ve yerustu cekisi hessas spektral xetlerin esaslanir Daha sonra 1953 cu ilde standart ulduzlar ve tesnifat meyarlarinin bezi deyisikliklerinden sonra sxem Morgan Keenan tesnifati ve ya MK adlandirilmisdir ve bu sistem istifadede qalir Yuksek seth cekisi olan denser ulduzlar spektral xetlerin daha genis tezyiq gostericisidirler neheng radius oxsar kutlevi bir cirtdan daha boyuk cunki neheng ulduz sethinde cekisi ve bu sebebden tezyiq bir cirtdan ulduz ucun cox azdir Buna gore spektrda ferqlilik parlaqliq tesiri kimi serh edile biler ve parlaqliq sinfi spektrin yoxlanilmasindan tamamile teyin edile biler Asagidaki cedvelde gosterildiyi kimi bir sira muxtelif parlaqliq sinifleri ferqlenir Marjinal islere icaze verilir meselen bir ulduz bir supergiant ve ya parlaq neheng ola biler ve ya subgiant ve esas ardicil tesnifat arasinda ola biler Bu hallarda iki xususi simvol istifade olunur A slash bir ulduzun bir sinif ve ya diger oldugunu ifade edir Das ulduzun iki sinif arasindadir Meselen A3 4III IV kimi tesnif edilen bir ulduz neheng bir ulduz ve ya bir subgiant olanda spektral novleri A3 ve A4 arasindadir Sub dwarf sinfleri de istifade edilmisdir VI alt cirtdanlar ucun esas ardicildan az parlaq az Nominal parlaqliq sinfi VII ve bezen daha yuksek reqemler artiq esasen ardicilligi ve neheng ulduzlarin ag cirtdanlara tetbiq edilmediyi ucun ag cirtdan sinifler ucun nadir hallarda istifade olunur Bezen a ve b herfleri supergiantlardan basqa parlaqliq siniflerine tetbiq olunur meselen tipik birlesmeden daha az parlaq ulduz nisanligi IIIb sinfine verile biler II L4686 spektral xettinde guclu absorbsiyaya malik olan heddinden artiq V ulduzlarinin numunesine Vz teyin edilmisdir Meselen bir ulduz HD 93129 B Spektral xususiyyetler Elave nomenklatura kicik hecmli mektublar seklinde spektrin ozunemexsus xususiyyetlerini gostermek ucun spektr tipini izleye biler Meselen 59 Cygni B1 5V umumi tesnifati ile bir spektri gosteren spektral novu B1 5Vnne elece de cox genis emis xetleri ve mueyyen emissiya xetleri kimi gosterilmisdir TarixHarvard tesnifatinda mektublarin tek tenzimlemesinin sebebi tarixi kecmis Secchi derslerinden ireli gelen ve tekmillesdirilmis anlayisla merhele deyismis tarixi bir tarixdir Secchi dersleri 1860 ci illerde ve 1870 ci illerde aparici stellar spektroskopist Angelo Secchi musahide olunan spektrleri tesnif etmek ucun Secchi siniflerini yaradib 1866 ci ilde o asagida gosterilen cedvelde gosterilen uc novlu stellar spektrini hazirlamisdir 1890 ci illerin sonlarinda bu tesnifat Harvard tesnifati ile evezlendi ve bu maddenin qalan hissesinde muzakire edildi Secchi dersleri ucun istifade olunan roma ededleri Yerkes parlaqligi sinifleri ucun istifade olunan tamamile elaqesiz Roman reqemleri ile qarisdirilmamalidir Draper sistem 1880 ci illerde astronom Edward C Pickering obyektiv prizma metodundan istifade ederek Harvard Kollec Resedxanasinda gorkemli spektrler tedqiqatina basladi Bu isin ilk neticesi 1890 ci ilde nesr olunan Stellar Spectra Draper Kataloqu idi Williamina Fleming bu kataloqda spektrlerin ekseriyyetini tesnif etmisdir Kataloqda daha evvel istifade edilen Secchi dersleri I IV daha cox xususi siniflere ayrilmis A dan N e qeder mektublar verilmis bir sxemden istifade edilmisdir Hemcinin O P ve Q herfleri istifade edilmisdir O spektrleri olan ulduzlar ucun esasen parlaq xettler planetar bulaq bulaqlari ucun P Q ise basqa bir sinife uygun olmayan ulduzlar ucundur Harvard sistem 1897 ci ilde Harvarddaki basqa bir isci Antonia Maury Secchi sinfinin I Orion alt tipini Secchi sinfinin I hissesinin qabagina qoyaraq muasir tipli B ni muasir tipli A dan qabaq qoydu yazi tipli spektral novlerden istifade etmemisdi eksine I den XXII e qeder olan iyirmi iki novden ibaret idi 1901 ci ilde Annie Jump Cannon yazilmis novlere qayitdi amma bu qaydada istifade edilen O B A F G K ve M istisna olmaqla butun mektublari habele planetar bulaq bulaqlari ve P nin bezi qeribe spektrler ucun P B5A tipleri B ve A tipleri arasindaki yarimlarda F den G e yolun besde biri ucun F2G ve s Kimi novlerden istifade etmisdir Nehayet 1912 ci ile qeder Cannon B A B5A F2G ve s Novlerini B0 A0 B5 F2 ve s Bu esasen Harvard tesnifat sisteminin muasir formasidir Spektral novleriUlduz sinif sistemi biologiyada novlerin tesnifatina benzer tipli numuneler esasinda taksonomikdir Kateqoriya her bir kateqoriyaya ve alt kateqoriyaya bir ve ya daha cox standart ulduzlar terefinden mueyyen edilir bu da ferqlendirici xususiyyetlerin tesviri ile tesvir olunur Erken ve gec nomenklaturasi Ulduzlar tez tez erken ve ya gec novler kimi istinad edilir Erken isti ucun sinonimdir gec soyuducu ucun sinonimdir Kontekstden asili olaraq erken ve gec mutleq ve ya nisbi sertler ola biler Erken mutleq bir muddet olaraq bu sebebden O ve ya B ve ehtimal ki A ulduzlari demekdir Nisbi istinad kimi erken K kimi ehtimal K0 K1 ve K3 kimi ulduzlardan daha isti olur Gecikmek eyni sekilde istifade olunur K ve M kimi spektral novleri olan ulduzlari ifade eden muddetin qeyri deqiq sekilde istifade edilmesi ile yanasi diger gecelere nisbeten serin olan ulduzlar ucun de istifade edile biler G7 G8 ve G9 a istinad etmekdir Nisbi menada erken sinfi mektubundan sonra asagi ereb nomre demekdir ve gec daha yuksek sayda demekdir Bu qaranliq terminologiya 20 ci esrin evvellerinde tekamulcu tekamul nezeriyyesindeki bir modeldir Bu ulduzlarin esas ardicilliq ulduzlarina tetbiq edilmediyi bilinen Kelvin Helmholtz mexanizmi vasitesile gravitasiya quvvesi ile guclendiyini nezerde tuturdu Bu mexanizm Gunesin yaslarini geoloji rekorddan daha kicik olan ve ulduzlarin nuve fuzyonu ile isledildiyi kesfinin kohnelmesine getirib cixarmisdir Erken ve gec ifadeleri esas goturdukleri modelin olumunden kenara cixdi O5v spectreSinif O O tipli ulduzlar cox isti ve cox parlaq radiasiya cixislarinin ekseriyyeti ultrabenovseyi diapazondadir Bunlar butun esas ardicil ulduzlarin en nadirdir Gunes mehellesindeki esas ardicil ulduzlarin 3 000 000 den 0 00003 1 i O tipli ulduzlardir En boyuk ulduzlardan bezileri bu spektral sinifdedir O tipli ulduzlar tez tez onlarin spektrinin olculmesini cetinlesdiren murekkeb muhite malikdirler O tipli spektrler evveller He II l4541 nin gucune nisbeten I l4471 ile muqayisede nisbeten mueyyen edilmisdir burada l dalgalarin uzunlugu engstroms ile olculur Spektral tipli O7 iki intensivliyin beraber oldugu noqte olaraq teyin olundu O meni evvelki novlere zeifletdi O3 novu terifine gore sozugeden xettin tamamile yox olma noqtesi idi baxmayaraq ki bu muasir texnologiya ile cox zeif gorule biler Buna gore muasir definition N IV l4058 azot xettinin N III ll4634 40 42 nisbetine nisbeten istifade edir O tipli ulduzlar O5 den O9 a qeder guclenerek gorkemli ionlasmis Si IV O III N III ve C III ve noqteli helyum xettlerine ve gorkemli hidrogen Balmer xettlerine baxmayaraq ki sonraki novlerde oldugu kimi guclu deyil Onlar cox kutlu oldugundan O tipli ulduzlar cox isti nuvelere sahibdirler ve hidrogen yanacagi vasitesile cox tez yandirirlar buna gore de esas ardicilligi terk eden ilk ulduzlardir MKK tesnifat sxemi 1943 cu ilde ilk defe tesvir olunduqda istifade edilen sinif O yalniz subtipleri O5 den O9 5 e qeder idi MKK sxemi 1971 ci ilde O9 7 e 1978 ci ilde ise O4 e qeder uzadilib ve O2 O3 ve O3 5 novlerini elave eden yeni tesnifat sxemleri tetbiq edilmisdir Spektral standartlarO7V S MonoserotisO9V 10 LacertaeB sinfi B tipli ulduzlar cox parlaq ve mavi olur Onlarin spektrlerinde B2 subklassinde en cox gorulen noqteli helyum xetleri ve orta hidrogen xetleri vardir O ve B tipli ulduzlar bu qeder enerjili oldugundan onlar yalniz nisbeten qisa bir muddet yasayirlar Belelikle onlarin omru boyunca kinematik qarsiliqli olma ehtimalinin asagi olmasi sebebinden onlar qacaq ulduzlardan basqa meydana geldikleri saheden uzaqlasa bilmirler O sinfinden B sinfine kecid ilk novbede II II 454 nin yox oldugu noqtedir Bununla birlikde muasir avadanliqla birlikde B tipli ulduzlarda xett hele de gorunmur Bu gun esas ardicil ulduzlar ucun B sinfi B2 sinfine uygun olan maksimum intensivliyi ile evezine O violet spektrinin intensivliyi ile mueyyen edilir Superdivenler ucun silikon xetleri istifade olunur Si IV l4089 ve Si III l4552 xettleri erken B gostericisidir B ortasinda sonuncunun Si II ll4128 30 a nisbeten intensivliyi mueyyen eden xarakterikdir B ucun ise Mq II nin intensivliyi l4481 ile muqayisede l4471 Bu ulduzlar neheng molekulyar buludlarla elaqeli olan OB birlesmelerinde tapila bilerler Orion OB1 assosiasiyasi Sud yolunun spiral qolunun boyuk bir hissesini tutur ve orijinal burcun en parlaq ulduzlarindan ibaretdir Gunes mehellesindeki esas ardicil ulduzlardan 800 den 0 125 B tipli esas ardicil ulduzlar var Ulduzlarr kimi taninan kutlevi hele subjigit olmayan sexsler ulduzlarin yaratdigi hidrogen ile elaqeli elektromaqnit radiasiya seriyasi ile xususile bir muddetde ve ya bir nece Balmer xettine malik olan esas ardicil ulduzlardir xususi maraqdir Ulduzlar umumiyyetle qeyri adi derecede guclu kulekler yuksek seth temperaturu ve obyektlerin mohtesem suretli bir derecede donduyu kimi kutle kutlesinin ehemiyyetli derecede azaldilmasi hesab olunur B e ve ya B e kimi taninan obyektler kvant mexanikasinin cari anlayislari zamani adeten icaze verilmeyen proseslere meruz qalan qadagan mexanizmler hesab edilen ferqli notral ve ya asagi ionizasiya emissiya xetlerine malikdirler