İçeriğe atla

F-tipi ana kol yıldızı

F-tipi ana kol yıldızı (F V), tayf tipi F ve aydınlatma sınıfı V olan ana kol (hidrojen-yakan) yıldızıdır. Bu tip yıldızlar Güneş'in kütlesinin 1 ila 1,4 katı kütleye ve 6.000 ila 7.600 K arasında yüzey sıcaklığına sahiptir.[1] Bu sıcaklık aralığı F tipi yıldızlara sarı-beyaz bir renk verir. Bir ana kol yıldızı, cüce yıldız olarak da belirtildiği için bu yıldız sınıfı aynı zamanda sarı-beyaz cüce olarak da adlandırılabilir (yıldız evriminin olası bir son aşaması olan beyaz cüce yıldızlarla karıştırılmamalıdır). Kayda değer örnekler arasında; Procyon A, Gama Virginis A ve B[2] ile KIC 8462852[3] sayılabilir.

Spektral standart yıldızlar

Tipik F-tipi ana kol yıldızlarının özellikleri[4][5]
Tayf tipiKütle (M⊙) Yarıçap (R⊙) Aydınlatma gücü (L⊙) Etkin sıcaklık
(K) 		Renk ölçeği
(B − V)
F0V 1,61 1,728 7,24 7.220 0,30
F1V 1,50 1,679 6,17 7.020 0,33
F2V 1,46 1,622 5,13 6.820 0,37
F3V 1,44 1,578 4.68 6,750 0,39
F4V 1,38 1,533 4,17 6.670 0,41
F5V 1,33 1,473 3.63 6,550 0,44
F6V 1,25 1,359 2,69 6.350 0,49
F7V 1,21 1,324 2,45 6.280 0,50
F8V 1,18 1,221 1,95 6.180 0,53
F9V 1,13 1,167 1,66 6.050 0,56

Gözden geçirilmiş Yerkes Atlas sistemi (Johnson & Morgan 1953),[6] F tipi cüce spektral standart yıldızların kalabalık bir dizgesini listelemişti, fakat bunların hepsi bugüne kadar istikrarlı standartlar olarak hayatta kalmadı. MK spektral sınıflandırma sisteminin F-tipi ana kol cüce yıldızlar arasındaki dayanak noktaları, yani yıllar içinde değişmeden kalan ve sistemi tanımlamak için kullanılabilecek standart yıldızlar; 78 Ursae Majoris (F2 V) ve pi3 Orionis (F6 V) olarak kabul edilir.[7] Bu iki standart yıldıza ek olarak Morgan & Keenan (1973);[8] HR 1279 (F3 V), HD 27524 (F5 V), HD 27808 (F8 V), HD 27383 (F9 V) ve Beta Virginis'i (F9 V) referans standartları olarak kabul etmiştir. Diğer başlıca MK standart yıldızları arasında HD 23585 (F0 V), HD 26015 (F3 V) ve HD 27534 (F5 V) yer alır.[9] Hemen hemen aynı HD adlarına sahip iki Hyades üyesinin (HD 27524 ve HD 27534) her ikisinin de güçlü F5 V standart yıldızları olarak kabul edildiği ve neredeyse aynı renk ve büyüklükleri paylaştığı unutulmamalıdır. Gray & Garrison (1989),[10] çok sıcak F-tipi yıldızlar için modern bir cüce standartları tablosu sunmuştur. F1 ve F7 cüce standart yıldızları nadiren listelenir, fakat uzman sınıflandırıcılar arasında yıllar içinde biraz değişmiştir. Bu sınıfta sıklıkla kullanılan standart yıldızlar arasında 37 Ursae Majoris (F1 V) ve Iota Piscium (F7 V) bulunur. Şu anda henüz resmi olarak yayınlanan hiçbir F4 V standart yıldızı bulunmamaktadır. Maalesef F9 V, Morgan tarafından sınıflandırılan sıcak yıldızlar ile Keenan tarafından sınıflandırılan daha soğuk yıldızlar arasındaki sınırı en alt basamakta tanımlar ve literatürde yıldızların F/G cüce sınırının tanımlamasında tutarsızlıklar bulunur. Morgan & Keenan (1973)[8] Beta Virginis ve HD 27383'ü F9 V standartları olarak listelemiş, fakat Keenan & McNeil (1989)[11] F9 V standardı olarak HD 10647'yi listelemiştir. Eta Cassiopeiae A'yı standart bir yıldız olarak görmekten kaçınmak gerekir, belki sınırdaki bir yıldız olarak görülebilir, çünkü Keenan'ın yayınlarında genellikle F9 V tipi olarak kabul edilirken,[11] Morgan'ın yayınlarında G0 V olarak gösterilmiştir.[9]

Yaşam döngüsü

F-tipi yıldızlar, G-tipi yıldızlara benzer bir yaşam döngüsüne sahiptir. Hidrojen yakarlar ve sonunda hidrojen kaynakları tükendikten sonra hidrojen yerine helyum yakan bir kırmızı dev haline dönüşeceklerdir. Helyum da tükendikten sonra karbonu yakmaya başlarlar. Bu da tükendiğinde dış katmanlarını saçarak gezegenimsi bulutsu oluşturur ve bulutsunun merkezinde sıcak bir beyaz cüce kalıntısı bırakırlar. Bu tip yıldızlar ~2-4 milyar yıl boyunca kararlı kalabilirken, Güneş gibi G tipi yıldızlar ~10 milyar yıl boyunca kararlı kalırlar.

Gezegenler

F-tipi bir yıldız HD 181327'nin etrafındaki enkaz diski[12]

Gezegenlere sahip olduğu bilinen en yakın F-tipi yıldızlardan bazıları; Upsilon Andromedae, Tau Boötis, HD 10647, HD 33564, HD 142, HD 60532 ve KOI-3010'dur.

Ayrıca bakınız

  • Yıldız sınıflandırma, F sınıfı

Kaynakça

  1. ^ Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W. (Kasım 1981). "Empirical bolometric corrections for the main-sequence". Astronomy and Astrophysics Supplement. Cilt 46. ss. 193-237. Bibcode:1981A&AS...46..193H. 
  2. ^ "* gam Vir -- High Proper Motion Star". SIMBAD. 11 Ocak 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Eylül 2022. 
  3. ^ "The Curious Case of KIC 8462852". Sky & Telescope. 21 Ekim 2015. 5 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mayıs 2022. 
  4. ^ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (1 Eylül 2013). "Intrinsic Colors, Temperatures, and Bolometric Corrections of Pre-main-sequence Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 208 (1). s. 9. arXiv:1307.2657 $2. Bibcode:2013ApJS..208....9P. doi:10.1088/0067-0049/208/1/9. ISSN 0067-0049. 
  5. ^ Mamajek, Eric (2 Mart 2021). "A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence". University of Rochester, Department of Physics and Astronomy. 5 Şubat 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2021. 
  6. ^ Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas 2 Nisan 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. H.L. Johnson & W.W. Morgan, 1953, Astrophysical Journal, 117, 313
  7. ^ MK Anchor Points 25 Haziran 2019 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Robert F. Garrison
  8. ^ a b Spectral Classification 14 Kasım 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., W.W. Morgan & P.C. Keenan, 1973, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 11, p.29
  9. ^ a b Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun 5 Ekim 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., W.W. Morgan, W. W., H.A. Abt, J.W. Tapscott, 1978, Williams Bay: Yerkes Observatory, and Tucson: Kitt Peak National Observatory
  10. ^ The early F-type stars – Refined classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation, R. O. Gray & R. F. Garrison, R. F., 1989, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 69, p. 301
  11. ^ a b The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars 11 Ekim 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., P.C. Keenan & R.C McNeil, "Astrophysical Journal Supplement Series" 71 (Ekim 1989), pp. 245–266.
  12. ^ "New Insights into Debris Discs". 23 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Mayıs 2016. 

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Beyaz cüce</span> bir yıldızın yaşam döngüsünde ışık saçtığı son halinden bir önceki hali

Beyaz cüce, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği aşamadan sonra orta kütleli bir yıldızın evriminden kaynaklanan küçük ama yüksek yoğunluğa sahip yaşlı bir yıldızdır. Yüksek yüzey sıcaklığına rağmen çok düşük bir parlaklığa sahiptir ve bu nedenle Hertzsprung-Russell diyagramında ana kolun çok aşağısında yer alır. Kütlesi 8 kata kadar azaldığı halde yüksek yüzey sıcaklığını uzun süre koruduğundan "beyaz cüce" olarak adlandırılır.

<span class="mw-page-title-main">Yıldız sınıflandırma (astronomi)</span>

Yıldız sınıflandırma, gökbilimde, yıldızların öncelikle sıcaklıklarına göre sınıflandırılıp, diğer nitelikleri ile bu sınıfların arıtılmasıdır. Yıldız sıcaklıkları Wien'in yer değiştirme yasasına göre sınıflandırılabilseler de, uzak yıldızlar ile sorunlar ortaya çıkmaktadır. Yıldız tayfölçümü ise soğurma çizgilerine dayalı bir sınıflandırma yöntemi sunmaktadır. 19. yüzyıla dayanan ve bugünkü yöntemlerin de temelini oluşturan bir sınıflandırma, yıldızları tayfölçüm sayesinde A'dan Q'ya kadar sıralamaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Dev yıldız</span>

Dev yıldız, aynı yüzey sıcaklığına sahip bir anakol yıldızından önemli ölçüde daha büyük bir yarıçapa ve aydınlatma gücüne sahip olan yıldızdır. Büyük bir boyut mutlaka büyük kütle anlamına gelmez, dev bir yıldızın yoğunluğu bazen çok düşük olabilir. Hertzsprung-Russell diyagramındaki anakolun tepesinde yer alırlar ve aydınlatma sınıfları II ve III'e karşılık gelir. Dev ve cüce terimleri, 1905 civarında Ejnar Hertzsprung tarafından benzer sıcaklık veya tayf tipine rağmen oldukça farklı aydınlatma gücüne sahip olan yıldızlar için türetilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Simbiyotik değişen yıldız</span>

Simbiyotik değişen yıldız veya Z And değişenleri, etkileşen çift yıldız sistemleridir. Bu grubun belirleyici karakteristik özelliği, düzensiz fotometrik değişimlerin yanı sıra, tayflarının aynı zamanda soğuk bir devin tayf özellikleri ile yüksek sıcaklıktaki plazmanın tayf özelliklerini göstermeleridir. Sınırlı dalga boyu bölgelerinde yapılan çalışmalar sık sık Simbiyotik yıldızları yanlış sınıflandırılmasına neden olmuştur.

Henry Draper Kataloğu (HD), 1918-1924 yılları arasında yayımlanan bir astronomik yıldız kataloğudur. 225,300 yıldız için spektroskopik sınıflandırma içermektedir. 46,850 ek yıldız içeren ve 1925-1936 yılları arasında yayınlanan Henry Draper Genişletmesi (HDE) ile 86,933 ek yıldız içeren ve 1937-1949 yılları arasında grafik şeklinde yayınlanan Henry Draper Genişletme Grafikleri (HDEC) tarafından genişletildi. Toplamda 359,083 yıldız sınıflandırıldı. Özgün HD kataloğu gökyüzünde görünür fotoğrafik parlaklığı 9'dan az olan neredeyse tüm yıldızları kapsamaktadır, genişletmelerdeyse gökyüzünün belirli bölgelerinde bulunan daha da sönük yıldızlar dahil edildi. Kataloğda yıldızlara verilen numaralar hâlen yıldızları adlandırmada yaygın olarak kullanılmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">K-tipi ana kol yıldızı</span>

K-tipi ana kol yıldızı, , tayf tipi K ve aydınlatma sınıfı V olan ana kol (hidrojen-yakan) yıldızıdır. Bu tip yıldızlar, boyut olarak kırmızı M-tipi ana kol yıldızları ile sarı G-tipi ana kol yıldızları arasında yer alırlar. Kütleleri Güneş'ten 0,6 ile 0,9 kat daha fazladır ve yüzey sıcaklıkları 3.900 ile 5.200 K arasındadır. En iyi bilinen örnekler Alfa Centauri B ve Epsilon Indi'dir. Çok uzun süredir ana kol üzerinde kararlı olduklarından dünya dışı yaşam arayışlarında özel bir öneme sahiptirler. Bu yıldızların yörüngesindeki karasal gezegenlerde, yaşam için uygun ortamlar oluşmuş olabileceği düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">HD 10647</span>

HD 10647, Irmak takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 57 ışık yılı uzaklıkta bulunan sarı-beyaz F-tipi ana kol yıldızıdır. Yıldız, çok karanlık bir ortamda ve iyi gözlem koşullarında çıplak gözle gözlemlenebilir. Güneş'ten biraz daha sıcak ve parlak olan yıldız, 1,75 milyar yıllık yaşıyla oldukça gençtir. Gökada içinde Güneş'e göre 32,8 km/sn'lik bir hızla hareket eder. Gökada merkezinden uzaklığı, 19.000 ile 24.500 ışık yılı aralığında tahmin edilmektedir. 2003 yılında yörüngesinde bir güneşdışı gezegen keşfedilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Sarı cüce</span>

Sarı cüce yıldız veya G-tipi anakol yıldızı, yıldız sınıfı G ve aydınlatma gücü V olan anakol yıldızlarıdır. Bu tür yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 1,2 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve ortalama sıcaklıkları 5.300-6.000 °K arasındadır. Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler. Güneş, G-tipi anakol yıldızları arasında en çok bilinenidir. Güneş her saniyede bir yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürerek füzyon nükleer enerjisi üretmektedir. Bilinen diğer G-tipi yıldızlar Alpha Centauri A, Tau Ceti ve 51 Pegasi'dir.

<span class="mw-page-title-main">Altdev</span>

Altdev, anakol yıldızlarından daha parlak ve dev yıldızlardan daha az parlak olan bir yıldız türüdür. Altdev terimi, belirli bir spektral aydınlanma sınıfına ve bir yıldızın evriminde bir aşama için kullanılmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Mavi üstdev</span>

Mavi üstdev, bilimsel olarak OB üstdevleri olarak adlandırılan sıcak parlak yıldızlardır. Parlaklık sınıfı I ve spektral sınıf B9 veya daha öncekilere sahiptirler.

Baryum yıldızları, spektrumları λ 455,4 nm'de tek başına iyonize baryum, Ba II varlığıyla s-süreci elemanlarının aşırı bolluğunu gösteren spektral G ila K yıldızlardır. Baryum yıldızları ayrıca CH, CN ve C2 moleküllerinin bantları olan karbonun gelişmiş spektral özelliklerini de gösterir. Sınıf ilk olarak William P. Bidelman ve Philip Keenan tarafından tanındı ve tanımlandı. Başlangıçta, keşiflerinden sonra kırmızı dev oldukları düşünülüyordu; ancak aynı kimyasal imza ana dizideki yıldızlarda da gözlemlendi.

<span class="mw-page-title-main">A-tipi ana kol yıldızı</span> yıldız sınıflandırması

A-tipi ana kol yıldızı veya cüce yıldız, tayf tipi A ve aydınlatma sınıfı V olan ana kol (hidrojen-yakan) yıldızıdır. Bu yıldızlar, güçlü hidrojen Balmer soğurma çizgileri ile tanımlanan bir tayfa sahiptir. Kütleleri Güneş'ten 1,4 ile 2,1 kat daha fazla ve yüzey sıcaklıkları 7.600 ile 10.000 K arasındadır. Yakındaki parlak örnekler; Altair, Sirius A ve Vega'dır. A tipi yıldızların konveksiyon bölgesi yoktur ve bu nedenle manyetik bir dinamo barındırmaları beklenmez. Sonuç olarak, güçlü yıldız rüzgarlarına sahip olmadıklarından X-ışını emisyonu üretme imkanından yoksundurlar.

<span class="mw-page-title-main">B-tipi ana kol yıldızı</span> yıldız sınıflandırma

B-tipi ana kol yıldızı, tayf tipi B ve aydınlatma sınıfı V olan ana kol (hidrojen-yakan) yıldızıdır. Kütleleri Güneş'ten 2 ile 16 kat daha fazla ve yüzey sıcaklıkları 10.000 ile 30.000 K arasındadır. B-tipi yıldızlar son derece parlak ve mavidir. Spektrumları, en çok B2 alt sınıfında ve orta derecede hidrojen çizgilerinde göze çarpan nötr helyuma sahiptir. Örnekler arasında Regulus ve Algol A sayılabilir.

<span class="mw-page-title-main">Kahverengi altcüce</span>

Kahverengi altcüce veya gezegen kütleli kahverengi cüce, yıldızlar ve kahverengi cücelerle aynı şekilde oluşan, ancak döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında bir kütleye sahip olan astronomik bir cisimdir.. Bazı araştırmacılar Kahverengi altcücelere serbest yüzen gezegenler de demektedir. Ancak çoğunlukla kabul edilen ismi gezegen kütleli kahverengi cücedir.

Karbon yıldızı, atmosferi oksijenden daha fazla karbon içeren tipik olarak asimptotik dev kol yıldızı ve parlak bir kırmızı devdir. İki element, yıldızın üst katmanlarında birleşerek atmosferdeki tüm oksijeni tüketen, karbon atomlarını diğer karbon bileşiklerini oluşturmak üzere serbest bırakan ve yıldıza "isli" bir atmosfer ve çarpıcı yakut kırmızısı bir görünüm veren karbonmonoksiti oluşturur. Ayrıca bazı cüce ve üstdev karbon yıldızları da vardır ve daha yaygın olan dev yıldızlara bazen onları ayırt etmek için klasik karbon yıldızları denir.

<span class="mw-page-title-main">UBV fotometrik sistemi</span> Astronomide kullanılan bir sistem

UBV fotometrik sistemi veya Johnson sistemi, elektromanyetik spektrumun geniş bir merkezi bandıdır ve genellikle yıldızları renklerine göre sınıflandırmak için kullanılır. Bilinen ilk standartlaştırılmış fotometrik sistemdir. U, B ve V harfleri bir yıldız için ölçülen ultraviyole, mavi ve görsel büyüklükleri temsil eder; daha sonra bu sistem tarafından verilen daha teknik, formülsel değerlerde sınıflandırmak için belirli bir sırayla iki çıkarma gerçekleştirilir. Böylelikle, insan gözü bu dalga boylarının ilk iki grubunu görüntülemek için daha az belirgin olana odaklanabilir. Bu da, görünürdeki mutlak büyüklükteki değerler ile maksimum konsantrasyon sağlar.

<span class="mw-page-title-main">O-tipi ana kol yıldızı</span>

O-tipi ana kol yıldızı, tayf tipi O ve aydınlatma sınıfı V olan ana kol (hidrojen-yakan) yıldızıdır. Bu tip yıldızlar Güneş'in kütlesinin 15 ila 90 katı kütleye ve 30.000 ila 50.000 K arasında yüzey sıcaklığına sahiptir. Güneş'ten 40.000 ila 1.000.000 kat daha parlaktırlar.

<span class="mw-page-title-main">Beta Virginis</span>

Beta Virginis, ekvatoryal takımyıldız Başak'ta bulunan bir yıldızdır. Özel adı Zavijava'dır ve 'beta' olarak adlandırılmasına rağmen, 3.604'lük görsel parlaklığıyla takımyıldızının beşinci en parlak yıldızıdır. Paralaks ölçümlerinden yola çıkarak uzaklığı Güneş'ten 35,7 ışık yılıdır ve +4,1 km/s dikeyhızla daha da uzaklaşmaktadır. Ekliptiğin 0,69 derece kuzeyinde olduğundan Ay ve (nadiren) gezegenler tarafından örtülebilmektedir. Beta Virginis'in bir sonraki gezegensel örtülmesi 9 Kasım 2210'da Venüs tarafından gerçekleşecektir.

CN yıldızı, diğer yıldızlara kıyasla yıldız sınıfına göre spektrumunda alışılmadık derecede güçlü siyanojen bantlarına sahiptir. Siyanojen, bir karbon atomu ve bir azot atomundan oluşan basit bir moleküldür ve yaklaşık 388,9 ve 421,6 nanometre dalga boylarında soğurum bantlarına sahiptir. Bu yıldız grubu ilk olarak 1949 yılında J. J. Nassau ve W. W. Morgan tarafından bazı G ve K-tipi dev yıldızlarda fark edildi, ardından 1952 yılında Nancy G. Roman tarafından 4.150 tane daha tanımlandı. CN yıldızları, s-süreci elementlerinin eksikliğiyle baryum yıldızlarından ve CN çizgileri dışındaki özelliklerin genel zayıflığıyla diğer parlak yıldız tiplerinden ayırt edilebilir.

<span class="mw-page-title-main">S-tipi yıldız</span> atmosferinde yaklaşık olarak eşit miktarda karbon ve oksijen bulunan soğuk dev yıldız

S-tipi yıldız, atmosferinde yaklaşık olarak eşit miktarda karbon ve oksijen bulunan soğuk bir dev yıldızdır. Bu sınıf ilk olarak 1922'de Paul Merrill tarafından, o zamanlar s-süreci elementlerinden kaynaklandığı bilinmeyen alışılmadık soğurma çizgilerine ve moleküler bantlara sahip yıldızlar için tanımlanmıştır. Zirkonyum monoksit (ZrO) bantları, S yıldızlarının ayırt edici bir özelliğidir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.