Dünya’dan milyonlarca kilometre uzaklıktaki bu cisimlerin aslında birbirinden çok fazla farklı özellikleri vardır. Ve bu özellikleri sayesinde türlere ayrılırlar. Yıldızları sınıflandırmak için birçok astronom kendi yöntemini geliştirse de, günümüzde en fazla kullanılan sınıflandırma yöntemi William Wilson Morgan ve Philip C Keenan tarafından 1943 yılında açıklanan “Morgan–Keenan” yöntemidir.
Morgan-Keenan (MK), yıldızları spektral tipine göre sınıflandırır. Ve bir yıldızın spektral tipi sıcaklığına bağlıdır. MK sistemi, yıldızın spektral tipini belirlemek için O, B, A, F, G, K ve M harflerini kullanır. İlk aşamada en soğuk yıldız M ve en sıcak yıldız O ile tanımlanır. İkinci aşamada ise, 0-9 arasındaki sayılar kullanılarak kendi içerisinde de 0 en sıcak ve 9 en soğuk olarak ayrılırlar. Örneğin, Güneş 5500 °C yüzey sıcaklığı ile G2 sınıfında bulunur.
Fakat, yıldızları tanımlarken yüzey sıcaklığının her zaman tam olarak doğru sınıflandırmayı sağlamamasından dolayı Morgan-Keenan parlaklık sınıfları ortaya çıkmıştır. Bunlar aşağıdaki gibidir:
Ia-O Son derece parlak Süper Dev Yıldızlar
Ia Parlak Süper Dev Yıldızlar
Ib Daha az derecede parlak Süper Dev Yıldızlar
II Parlak Dev Yıldızlar
III Normal Dev Yıldızlar
IV Alt Dev Yıldızlar
V Ana Sekans Yıldızlar
SD Alt Cüce Yıldızlar
D Beyaz Cüceler
– Ana Sekans(Aktif) Yıldızlar
Uzaydaki yıldızların yüzde 90’ı ana seri yıldızlardır. İçerisinde bulunduğumuz sistemin yıldızı olan Güneş de bir ana sekans yıldızdır. Ana sekans yıldızlar büyüklük, kütle ve parlaklık bakımından farklılık gösterebilirler, ama kimyasal olarak aynı reaksiyonu gerçekleştirirler. Hepsinin çekirdeğinde, hidrojen atomları helyuma dönüştürülür. Böylece yüksek miktarda enerji açığa çıkar.
Ana sekansdaki bir yıldız hidrostatik dengededir. Yerçekimi yıldızı içeri doğru çeker ve yıldızdaki tüm füzyon reaksiyonlarından gelen ışık basıncı dışarı doğru iter. İç ve dış güçler birbirini dengeler ve yıldız küresel bir şekil alır.
Ana sekans yıldızlar için kütle alt sınırı Güneş’in kütlesinin yaklaşık 0.08 katı kadardır. Bu, çekirdekte füzyonu tutuşturmak için gerek duyulan minimum yerçekimi miktarıdır. Güneş’in kütlesinin 0.08 katının altında kütlesi bulunan cisimler kahverengi cüce olurlar ve çekirdeklerinde ateşleme olmaz.
Bir ana sekans yıldızın ömrü ne kadar uzun olduğu kütlesinin büyüklüğüne bağlıdır. Daha büyük kütleli bir yıldız daha fazla materyale sahiptir. Ve daha büyük yerçekimi kuvvetlerinin neden olduğu daha yüksek çekirdek sıcaklığından dolayı daha hızlı yanar. Güneş ana sekans da yaklaşık 10 milyar yıl kalacakken, 10 kat daha büyük bir yıldız sadece 20 milyon yıl kalabilecek. Güneşin yarısı kadar bir kütleye sahip olan bir kırmızı cüce 80-100 milyar yıl boyunca ana sekans da bulunabilir.
1. Sarı Cüce Yıldızlar
Güneş gibi G tipi yıldızların sınıflandırıldığı tür olan Sarı Cüceler, Dünya’dan görüldüğü şekilde isimlendiriliyor. Aslında sarı cüce yıldızlar beyazdırlar. Fakat Dünya’nın atmosferinin belli ışınları geçirmemesinden dolayı yeryüzünden sarı olarak görünüyorlar.
Ana sekans yıldızların bir türü olan Sarı Cüceler, Güneş’in kütlesinin 0,84-1,15 katı kütleye ve 5000-7200 °C sıcaklığa sahiptirler. Bütün sarı cüce yıldızlar çekirdeğindeki hidrojeni helyuma dönüştürürler. Çekirdeklerindeki hidrojen tükendiğinde ise, Kırmızı Devlere dönüşmektedirler.
2. Turuncu Cüce Yıldızlar
K tipi yıldızların içerisinde yer aldığı Turuncu Cüceler, ana sekans yıldızlardandır. Yaydıkları radyasyonun G tipine göre daha az olmasından ötürü, genellikle Dünya dışı yaşam arayışlarında ilk sıradadır.
Turuncu cüce yıldızlar 3500-5000 °C arasında bir sıcaklığa ve Güneş’in kütlesinin 0,45-0,8 katı kütleye sahiptirler. Ayrıca çekirdeğindeki füzyonlar daha az gerçekleştiği için, ana sekans yıldız olarak 30 milyar yıllık bir ömre sahiptirler. Ve sarı cüce yıldızlara oran evrende 2-3 kat daha fazla bulunurlar.
3. Kırmızı Cüce Yıldızlar
Kırmızı cüce yıldızlar, evrendeki en yaygın yıldızlardır. M spektral tipindeki yıldızları barındıran bu türün diğer cüce yıldızlara oranla çok daha küçük kütleleri olduğu için daha az sıcaklığa sahiptirler. (Güneş’in kütlesinin 0,08-0,5 katı)
Kırmızı cüce yıldızlar, hidrojenin çekirdeklerine karışmasını sağlar ve böylece aktif olma sürelerini diğer yıldızlardan daha uzun süre koruyabilirler. Gökbilimciler, bazı kırmızı cüce yıldızların 10 trilyon yıla kadar ana sekans yıldız olarak kalacaklarını tahmin ediyorlar. Ayrıca kırmızı cüce yıldızlar uzun ömürlü oldukları için ana sekans yıldız sürecinin ardından neye evrildiği bilinmemektedir.
– Dev ve Süper Dev Yıldızlar
1. Kırmızı Dev Yıldızlar
Yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojen stokunu tükettiğinde, füzyon durur. Ve yıldız, çekirdeğini bir arada tutmak amacıyla oluşturduğu içeri doğru olan basınca karşı koymak için dışarıya doğru bir basınç üretemez duruma gelir.
Çekirdek etrafındaki hidrojen, yıldızın ömrünün devam etmesi için yakılmaya devam edilir. Ve bu olay boyutunun büyük ölçüde artmasına neden olur. Bu hidrojen yakıtı tükendiğinde ise, füzyon reaksiyonlarında daha ağır elementler tüketilebilir.
Genellikle turuncu renkli olan bu yıldızlar ana sekans hallerinden 100 kat daha büyük olabilirler. Sıcaklıkları 3000 ile 5000 °C arasında değişen bir kırmızı dev yıldızın ömrü birkaç yüz milyon yıl sürebilir. Ve bu süreçte çok daha parlaktırlar.
Kırmızı devlerin evrimlerinin bir sonraki aşamasında yıldız, çekirdeğindeki yakıtını tüketmesinin ardından bir beyaz cüce yıldıza dönüşecektir.
2. Süper Dev Yıldızlar
Evrenin en büyük yıldızları, süper dev yıldızlardır. Bunlar Güneş’in binlerce katı büyüklüğünde ve onlarca katı ağırlığındadır. Güneş gibi nispeten istikrarlı bir yıldızın aksine, süper devler hidrojen yakıtını çok büyük bir oranda tüketmişlerdir ve sadece birkaç milyon yıl içinde çekirdeklerindeki tüm yakıtlarını da tüketeceklerdir. Süper dev yıldızlar evrimlerinin devamında ya süpernova olurlar ve patlayıp parçalara ayrılırlar ya da bir kara deliğe dönüşürler.
Süper dev yıldızların büyüklüklerini örneklemek gerekirse, birçok kişi tarafından bilinen ve Dünya’dan yaklaşık 600 ışık yılı uzaklıkta bulunan Betelgeuse, Güneşten 14000 kat daha parlak ve 1200 kat daha büyüktür.
– Ölü Yıldızlar
1. Beyaz Cüce Yıldızlar
Bir yıldız kendi çekirdeğindeki hidrojeni tamamen tükettiğinde ve daha ağır elementleri füzyon reaksiyonuna zorlamak için yeterli kütleye sahip olmadığı zaman, beyaz cüce yıldız olur. Beyaz cüce yıldızın oluşum aşamasında, füzyon reaksiyonundan ortaya çıkan ve dışarı yönlü olan ışık basıncı durur. Bunun sonucunda yıldız kendi yer çekimi altında içe doğru çöker.
Beyaz cüceler halen ışık yaydıkları için gözlemlenebiliyorlar. Fakat çekirdeklerinde herhangi bir reaksiyon gerçekleşmemektedir. Geçmişteki sıcaklıklarından dolayı halen parlayan bu yıldızlar trilyonlarca yıl boyunca devam eden bu sürecin ardından soğuyacaktır.
Beyaz cüce yıldızların sıcaklıkları soğumaya başladıkları için 5000-150.000 °C gibi geniş bir aralıkta değişkendir. Bu süper sıcak cisimler, tamamen soğuduklarında siyah cüce yıldız olarak adlandırılırlar. Ve siyah cücelere dönüşmeden önce trilyonlarca yıl boyunca sıcak kalacaktır.
2. Nötron Yıldızları
Nötron yıldızları, Güneş’in kütlesinin 10-20 katı arasındaki yıldızların süpernova sonrasında parçalanıp, sadece çekirdeklerinin kalmasının ardından oluşurlar. Yıldız kalıntılarının tüm kütlesi adından da anlaşılacağı üzere nötronlardan oluşur. Bunun nedeni, nötron yıldızının yoğun yerçekiminin, protonları ve elektronları, nötronları oluşturmak üzere birlikte ezmesidir.
Nötron yıldızlarının patlamanın ardından kalan genel büyüklüğü Güneş kütlesinin 1.35 ile 2.1 i arasındadır. Fakat kalan kısım Güneş’in kütlesinin 3 katından fazla ise, bir karadelik oluşum aşamasının başlangıcına doğru çökme süreci devam edebilir. Bununla birlikte, çok yüksek dönme hızlarına sahip olan nötron yıldızları bu sürece engel olabilmektedirler.
Ayrıca nötron yıldızları, çok hızlı bir şekilde dönmeye başlayarak Pulsar da olabilirler.
UzayCo
İlginizi Çekebilecek Diğer Yazılar
- Yıldızlar Nasıl Ölürler
- Elementler Nasıl Oluşur
- Evrendeki En Parlak Yıldız
- Yıldız Kayması Nedir
- Kuyruklu Yıldız Nedir
- Yıldızlar Neden Parlar ve Söner
- Uzaydaki En Büyük Yıldız