Her yıldız farklıdır. Kimisi büyük, kimisi küçük, kimisi sıcak, kimisi soğuk. Mavi, sarı veya kırmızı olabilirler. Yıldız sınıflandırması, bir yıldızı basit terimlerle tanımlamanıza olanak tanır.
adımlar
Yöntem 1/5: Sıcaklık
Adım 1. Yıldızın rengini belirleyin
Renk, sıcaklık için kaba bir kılavuz görevi görür. Şu anda, her biri ilgili sıcaklık aralığına sahip on renk vardır. O sınıfı yıldızlar mavi/UV'dir. B sınıfı mavi-beyaz, A sınıfı beyaz, F sarı-beyaz, G sarı, K turuncu ve M kırmızıdır. Diğer üç sınıf kızılötesidir. L sınıfı görsel ışıkta çok koyu kırmızı görünür. Spektrumları alkali metalleri ve metal hidritleri gösterir. T sınıfı, L sınıfından daha soğuktur. Spektrumları metan gösteriyor. Y sınıfı en havalı olanlardır ve sadece kahverengi cüceler için geçerlidir. Spektrumları T ve L sınıfından farklıdır ancak kesin bir tanımı yoktur.
Adım 2. Kesin sıcaklığı göstermek için harften sonra bir sayı koyun
Her rengin içinde 0 en sıcak olmak üzere 0-9 olmak üzere on sıcaklık bandı vardır. Böylece, A0, A5'ten daha sıcak, A9'dan daha sıcak, F0'dan daha sıcak (örnek olarak)
Yöntem 2/5: Boyut
Adım 1. Yıldızın boyutunu belirleyin
Sıcaklık tanımından sonra yıldızın boyutunu gösteren bir romen rakamı eklenir. 0 veya Ia+ hiperdev bir yıldızı belirtir. Ia, Iab ve Ib üstdevleri temsil eder (parlak, orta, loş). II parlak devler, III devler, IV alt devler, V ana dizi yıldızları (bir yıldızın yaşamının en çok zaman geçirdiği kısmı) ve VI alt cücelerdir. D ön eki beyaz cüce yıldız anlamına gelir. Örnekler: DA7 (beyaz cüce), F5Ia+ (sarı hiperdev), G2V (sarı ana dizi yıldızı). Güneş G2V'dir.
Yöntem 3/5: Sıcaklık ve Boyut Kısayolu
Adım 1. Yıldızın ışığını bölmek için bir prizma kullanın
Bu size, bir prizmadan bir meşaleyi parlattığınızda elde ettiğiniz gibi, spektrum adı verilen bir dizi renk verecektir. Bir yıldızın tayfında koyu çizgiler olmalıdır. Bunlar absorpsiyon çizgileridir.
Adım 2. Yıldızın tayfını bir veri tabanıyla karşılaştırın
İyi bir astronomik veri tabanı, her yıldız türü için tipik bir spektrum vermelidir. Bu nedenle tür, bazen spektral sınıf olarak adlandırılır.
Yöntem 4/5: Metallik
Adım 1. Bir yıldızdaki metallerin (hidrojen ve helyum dışındaki elementler) oranını belirleyin
%1'den fazla metal içeren yıldızlara metal bakımından zengin denir ve Popülasyon I olarak adlandırılan bir şeyin parçasıdır. Yaklaşık %0,1 metal içeren yıldızlara metal açısından fakir denir ve Popülasyon II'nin bir parçasıdır. Popülasyon II yıldızları, evrende daha önce, daha az metal oluştuğunda oluştu.
Adım 2. Metal içermeyen yıldızlar için gözlerinizi açık tutun
Bu yıldızların (Nüfus III), yalnızca elementlerin hidrojen ve helyum olduğu ve metallerin olmadığı Büyük Patlama'dan hemen sonra doğmuş olmaları bekleniyor. Henüz bu yıldızlar sadece teorik ama insanlar onları çok arıyor.
Yöntem 5/5: Değişkenlik
Adım 1. Yıldızın değişken olup olmadığını belirleyin
Tüm yıldızlar öyle değildir, ancak bazıları vardır ve çok yararlı olabilir.
Adım 2. Bunun bir örten ikili dosya olup olmadığını belirleyin
Perseus'taki Algol gibi, gölgede kalan ikililer, birbirinin yörüngesinde dönen iki yıldızdır.
Adım 3. Varyasyonun genliğini ve periyodunu belirleyin
Değişken yıldızın türünü belirlemek için bunları bilinen değişken türlerinin özellikleriyle karşılaştırın. Örneğin, Sefeid değişkenlerinin günler ila aylar arasında periyotları ve 2 kadir büyüklüğüne kadar genlikleri varken, Delta Scuti değişkenlerinin periyotları 8 saatten az ve genlikleri 0,9 kadirden daha azdır.
