Yıldız sınıflandırma (astronomi)

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.

Angelo Secchi'nin bu alandaki öncü çalışmalarının yanı sıra, Morgan-Keenan sınıflandırması günümüzde en yaygın olarak kullanılan yıldız sınıflandırmasıdır.

Secchi Sınıfları

[değiştir | kaynağı değiştir]

1860 ve 1870'lerde, öncü yıldız spektrokopisti Peder Angelo Secchi gözlemlenen yıldızları sınıflandırabilmek için Secchi Sınıfları 'nı ortaya koymuştur. 1866 civarlarında, bu yıldız tayfının üç sınıfını şekillendirmiştir:[1][2][3]

  • Sınıf I: Vega ve Altair gibi geniş ve ağır hidrojen çizgisi hatlarına sahip beyaz ve mavi yıldızlardır. Bu ayrıca modern A sınıfını ve önceki F sınıfınıda kapsar.
    Sınıf I, Orion altsınıfı: Rigel ve Bellatrix gibi kalın bantlar yerine ince hatlar içeren bir altsınıftır. Günümüz koşullarında, B-sınıfı yıldızlara karşılık gelir.
  • Sınıf II: Güneş, Arcturus ve Capella gibi daha dayanıksız hidrojen ve belirgin metalik hatlara sahip sarı yıldızlardır. Bu sınıf eski bir sınıf olan F sınıfı kadar modern sınıflar olan G ve K sınıflarını da kapsar.
  • Sınıf III: Betelgeuse ve Antares gibi karışık band tayfına sahip turuncu ve kırmızı arası yıldızlardır. Bu sınıf, modern bir sınıf olan M sınıfına karşılık gelir.

1868'de, farklı bir gruba ayırdığı karbon yıldızı, türünü keşfeder:[4]

  • Sınıf IV: Belirgin karbon bantları ve hatlarına sahip kırmızı yıldızlardır (karbon yıldızları).

1877'de ise beşinci bir sınıf ekler:[5]

1890'ların sonunda, bu sınıflandırma yerini bu makalenin devamında anlatılacak olan Harvard sınıflandırmasına bırakmaya başlamıştır.[6][7]

Harvard Tayf Sınıflandırması

[değiştir | kaynağı değiştir]
MK tayf sınırlandırması. Renkler insan gözünün algıladığı renklere çok benzer. Ana kol yıldızlarının tayf tipinin yanı sıra boyutlarındaki değişiklikler.

Harvard sınıflaması yaklaşık 1912 yılında Annie Jump Cannon ve Edward C. Pickering tarafından Harvard Kolej Laboratuvarı'nda geliştirilmiş bir sınıflamadır.[8] Yıldızların yüzey sıcaklığı 2.000 ile 40.000 kelvin aralığında değişir. Ortak sınıflama normal olarak sıcaktan soğuğa listelenmiştir (kütle, yarıçap ve aydınlatma gücü, Güneş ile kıyaslanarak) ve aşağıdaki tablo verilmiştir.

Sınıf Etkin sıcaklık[9][10] Vega'ya göre renkserlik[11][12] Renkserlik (D65)[11][13][14] Kütle[9][15]
(güneş kütlesi) 		Yarıçap[9][15]
(güneş yarıçapı) 		Aydınlatma gücü[9][15]
(bolometrik) 		Hidrojen
çizgileri 		Tüm
Ana kol yıldızları
fraksiyonu[16]
O ≥ 30.000 K mavi mavi ≥ 16 M☉ ≥ 6,6 R☉ ≥ 30.000 L☉ Zayıf ~%0,00003
B 10.000–30.000 K mavi beyaz masmavi beyaz 2,1–16 M☉ 1,8–6,6 R☉ 25–30.000 L☉ Orta %0,13
A 7.500–10.000 K beyaz mavi beyaz 1,4–2,1 M☉ 1,4–1,8 R☉ 5–25 L☉ Güçlü %0,6
F 6,000–7,500 K sarı beyaz beyaz 1,04–1,4 M☉ 1,15–1,4 R☉ 1,5–5 L☉ Orta %3
G 5.200–6.000 K sarı sarımsı beyaz 0,8–1,04 M☉ 0,96–1,15 R☉ 0,6–1,5 L☉ Zayıf %7,6
K 3.700–5.200 K açık turuncu soluk sarı turuncu 0,45–0,8 M☉ 0,7–0,96 R☉ 0,08–0,6 L☉ Çok Zayıf %12,1
M 2.400–3.700 K portakal kırmızısı açık turuncu kırmızı ≤ 0,45 M☉ ≤ 0,7 R☉ ≤ 0,08 L☉ Çok Zayıf %76,45

Her bir sınıf için listelenen kütle, yarıçap ve aydınlatma gücü sadece Anakol yıldızları için uygundur ve bu yüzden kırmızı devler için kullanılamaz. O'dan M'ye tayf sınıfları Arapça rakamlar (0-9) ile bölünürler. Örneğin A0, A sınıfı en sıcak yıldızları gösterir. A9 ise soğuk olanlardır. Güneş G2 olarak sınıflandırılır.

Hertzsprung-Russell diyagramı

Yerkes Tayf Sınıflandırması

[değiştir | kaynağı değiştir]

Yazarların baş harflerinden MKK sistemi olarak da adlandırılan Yerkes spektral sınıflandırması, 1943'te William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan ve Edwards Kellman'ın Yerkes Gözlemevi tarafından getirilen yıldızlararası spektral sınıflandırma sistemidir.[17] Bu sınıflandırma, yüzey sıcaklığına dayanan Harvard sınıflamasına karşıt olarak, ışık yüzeyi ile ilgili yıldız yüzey gravitesine duyarlı spektrum çizgilerine dayanır. Daha sonra, 1953'te, standart yıldızların listesi ve sınıflandırma ölçütlerinin bazı revizyonlarından sonra plan MK olarak adlandırıldı (William Wilson Morgan ve Phillip C. Keenan baş harfleriyle).[18]

Dev bir yıldızın yarıçapı, bir cüce yıldıza kıyasla çok daha büyükken, kütleleri kabaca karşılaştırılabilir olduğundan, dev yıldızın yüzeyindeki yerçekimi ve dolayısıyla gaz yoğunluğu ve basıncı bir cücekinden çok daha düşüktür. Bu farklılıklar, daha sonra ölçülebilen spektral çizgilerin hem genişliğini hem de yoğunluğunu etkileyen "parlaklık efektleri" formunda kendini gösterir. Daha yüksek yüzey ağırlıklı daha yoğun yıldızlar, spektral çizginin daha büyük basınca genişlemesi gösterecektir.

Etkilerin tanımı: Çeşitli parlaklık sınıfları ayırt edilir:

Geç tip yıldızların apeks (solda) ve antapeks (sağda) etrafında ± 200.000 yıl içindeki hareketi

Tayf tipleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldız sınıflandırma sistemi, biyolojideki türlerin sınıflandırılmasına benzer şekilde tür örneklerine dayalı olarak taksonomiktir. Kategoriler, her kategori ve alt kategori için ayırt edici özelliklerin ilişkili bir açıklamasıyla birlikte, bir veya daha fazla standart yıldızla tanımlanır.[28]

O sınıfı

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: O-tipi ana kol yıldızı, Mavi dev ve Mavi üstdev
O5V yıldızının tayfı

O sınıfı yıldızlar çok sıcak ve çok aydınlıktır, mavimsi bir renge sahip olmalarının yanı sıra çoğunun saçtığı ışık mor ötesi bölgededir. Bu tip; yıldız türleri içerisinde en nadir bulunan sınıftır, yaklaşık olarak 3 milyon yıldızdan birisi O sınıfıdır.[nb 1][16]

O yıldızlarının ışıma gücü güneşinkinin bir milyon katından daha fazladır. Çok ağır olmalarından dolayı, O yıldızlarının çekirdeği çok sıcaktır, bu hidrojenlerinin çabuk yanmasına neden olur ve ana dizini ilk olarak terkeden yıldızlar olurlar. Spitzer Uzay Teleskobu'unun son gözlemleri göstermektedir ki O sınıfı yıldızların çevresinde diğer yıldızların çevresindeki gibi gezegen formasyonları oluşmaz, bunun nedeni Fotobuharlaşma etkisidir.[29] O-tipi yıldızlar yaydıkları yüksek enerjili, hızlı fotonlar ve morötesi ışınlar ile yakınlarındaki yıldızların etrafında bulunan gezegen oluşmasını sağlayan öngezegenimsi disklerindeki gazı ısıtıp genç gezegen sistemlerinin oluşumunu engellerler.

Örnekler:[28]

B sınıfı

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: B-tipi ana kol yıldızı, Mavi dev ve Mavi üstdev
Mücevher Kutusu kümesindeki B sınıfı yıldızlar

B sınıfı yıldızlar son derece aydınlık ve mavidir. Spektrumları, B2 alt sınıfında en belirgin olan nötr helyuma ve ılımlı hidrojen hatlarına sahiptir. İyonize metal hatları Mg II ve Si II içerir. O ve B yıldızları çok güçlü oldukları için yalnızca kısa bir süre yaşar ve bu nedenle oluştukları bölgeden uzaklaşmazlar. Bu yıldızlar, dev moleküler bulutlarla ilişkili OB birlikleri arasında bir araya gelme eğilimi gösterirler. Orion OB1 birliği, galaksimizin spiral kolunun büyük bir kısmını kaplar ve Orion takımyıldızının daha parlak yıldızlarından birçoğunu içerir. Güneş çevresindeki 800 ana yıldızın yaklaşık 1'i B Sınıfı yıldızlardır.[nb 1][16]

Örnekler:[28]

A sınıfı

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: A-tipi ana kol yıldızı
Güneşe kıyasla (sağda) A sınıfı Vega (solda)

A sınıfı yıldızlar, genellikle gökyüzünde çıplak göz ile görülebilecek kadar ışıma yaparlar. Görünür ışıkta beyaz veya mavimsi beyaz bir görünüme sahiptirler. Azami A0 ile güçlü hidrojen hatlarına ve A5'te azami olarak iyonize metallerin (Fe II, Mg II, Si II) hatlarına sahiptirler. Ca II hatlarının varlığı bu noktada belirgin biçimde güçlenmektedir. Güneş'e komşu ana sıra yıldızlarından 160 tanesinden ortalama sadece 1'i A sınıfı yıldız içerir.[nb 1][16]

Örnekler:[28]

F sınıfı

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: F-tipi ana kol yıldızı
F-tipi bir üstdev ve gece gökyüzündeki en parlak ikinci yıldız olan Canopus

F Sınıfı yıldızlarının Ca II elementi için belirgin bir şekilde H ve K çizgileri vardır. Nötr metaller (Fe I, Cr I), F sınıfı yıldızlar için iyonize metal hatlarını geç kazanmaya başlarlar. Tayfları zayıf hidrojen hatları ve iyonize metaller ile tanımlandırılır. Renkleri beyazdır ve görünür ışıkta saf bir beyaz renk ışıması yaparlar. Güneş'e komşu ana dizi yıldızlardan yaklaşık 33'te 1'i F sınıfı yıldız içerir.[nb 1][16]

Örnekler:[28]

G sınıfı

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: Sarı cüce ve Sarı üstdev
Bilinen yaşamın en önemli kaynağı olan G sınıfı yıldız tipi: Güneş'imiz. Sol alttaki görülen koyu renkli alan büyük bir güneş lekesi'dir.

G sınıfı yıldızları tanımlarsak, muhtemelen güneşimizin bu sınıftan olması sebebiyle, en iyi bilinen yıldız sınıfıdır. Görünür ışıkta genellikle beyaz veya sarımsı beyaz ışınım yaparlar. Güneş'e komşu ana dizi yıldızlarından 13'te 1'i G sınıfı yıldız barındır.[nb 1][16]

En dikkat çekici şey, Ca II'nin H ve K çizgileri olup, bunlar G2'de en belirgin olanlarıdır. F sınıfı yıldızlardan daha zayıf hidrojen çizgilerine sahiptirler, ancak iyonize metaller ile birlikte nötr metallerde içeriğinde mevcuttur. CH moleküllerinin G sınıfı yıldız bileşeninde belirgin bir artış gösterir. Üstdev yıldızlar, evrimleri boyunca G sınıfı yıldız ışınımlarıda yapabilirler.[30] Fakat Üstdev yıldızlar evrimleri boyunca genellikle O veya B (mavi) ve K veya M (kırmızı) arasında tayfsal ışımada yapabilirler. Bunu yaparken, G sınıflandırmasında uzun süre kalmazlar, çünkü üstündevler yaşamları boyunca son derece dengesiz bir spekturumda dolanırlar.

Örnekler:[28]

K sınıfı

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: K-tipi ana kol yıldızı
Güneş ve Antares'e kıyasla bir K1.5 devi olan Arcturus

K sınıfı yıldızlar, güneşimizden biraz daha yüzey sıcaklığı düşük olan turuncumsu yıldızlardır. K sınıfı yıldızlara örnek verilirse en yakın komşumuz Alfa Centauri B bir K sınıfı yıldız tipidir. Bu tayfta bulunan ana dizin yıldızları Acturus gibi Parlak dev ve Üstdev yıldızlarda K tipi ışınım yapabilirler. Son derece zayıf hidrojen hatlarına sahiptirler, eğer varsa çoğunlukla nötr metaller (Mn I, Fe I, Si I) titanyum oksitin moleküler hatlarını geç ortaya çıkabilir. Güneş'e komşu 8 ana dizin yıldızdan yaklaşık 1'i K sınıfı yıldız içerir.[nb 1][16]

Örnekler:[28]

M sınıfı

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ayrıca bakınız: Kırmızı cüce, Kırmızı dev ve Kırmızı üstdev

M sınıfı, en yaygın yıldız sınıfıdır. Güneş'e komşu ana dizin yıldızlarının 1.32'sinde 1'i M yıldızıdır.[nb 1][nb 2][16] Güneş'i çevreleyen yıldızlararası boşlukta ana dizin yıldızlarının yaklaşık% 76'sı M sınıfına ait kırmızı cüce yıldızlardır.

M sınıfı, Antares ve Betelgeuse gibi devlerin ve bazı Üstdev ve Mira değişkenlerine ev sahipliği yapmaktadır. M grubunda, L spektrumunun üzerinde olan sıcak kahverengi cüceler bulunur. Bu genellikle M6.5 ila M9.5 arasında değişir. Bir M yıldızının spektrumu, moleküllere ve tüm nötr metallere ait çizgileri gösterir, ancak hidrojen çizgileri genellikle yoktur. Titanyum oksit M yıldızlarında kuvvetli olabilir, genellikle M5 ile hakimdir. Vanadyum oksit çizgileri M sınıfı için geç mevcut hale gelmeye başlar.

Örnekler:[28]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires 18 Temmuz 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 364–368.
  2. ^ Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles 18 Temmuz 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628.
  3. ^ pp. 60, 134, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, J. B. Hearnshaw, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1986, ISBN 0-521-25548-1.
  4. ^ pp. 62–63, Hearnshaw 1986.
  5. ^ p. 60, Hearnshaw 1986.
  6. ^ "Classification of Stellar Spectra: Some History". 5 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Eylül 2013. 
  7. ^ pp. 62–63, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, ISBN 0521585708.
  8. ^ Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912), Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College; vol. 56, no. 4, Cambridge, Mass.: The Observatory
  9. ^ a b c d Habets, G. M. H. J.; Heinze, J. R. W. (Kasım 1981). "Empirical bolometric corrections for the main-sequence". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Cilt 46. ss. 193-237 (Tables VII and VIII). Bibcode:1981A&AS...46..193H.  – Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
  10. ^ Weidner, Carsten; Vink, Jorick S. (Aralık 2010). "The masses, and the mass discrepancy of O-type stars". Astronomy and Astrophysics. Cilt 524. A98. arXiv:1010.2204 $2. Bibcode:2010A&A...524A..98W. doi:10.1051/0004-6361/201014491. 
  11. ^ a b Charity, Mitchell. "What color are the stars?". 1 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2006. 
  12. ^ "The Colour of Stars". Australia Telescope National Facility. 17 Ekim 2018. 12 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  13. ^ Moore, Patrick (1992). The Guinness Book of Astronomy: Facts & Feats (4. bas.). Guinness. ISBN 978-0-85112-940-2. 
  14. ^ "The Colour of Stars". Australia Telescope Outreach and Education. 21 Aralık 2004. 8 Kasım 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Eylül 2007.  — Explains the reason for the difference in color perception.
  15. ^ a b c Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T. S.; Allard, F.; Hauschildt, P. H. (Mayıs 2003). "Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458". Astronomy and Astrophysics. 402 (2). ss. 701-712. arXiv:astro-ph/0302293 $2. Bibcode:2003A&A...402..701B. doi:10.1051/0004-6361:20030252. 
  16. ^ a b c d e f g h LeDrew, G.; The Real Starry Sky 14 Aralık 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars
  17. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. The University of Chicago Press. Bibcode:1943assw.book.....M. OCLC 1806249. 
  18. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs (1973). "Spectral Classification". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Cilt 11. ss. 29-50. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333. 
  19. ^ Caballero-Nieves, S. M.; Nelan, E. P.; Gies, D. R.; Wallace, D. J.; DeGioia-Eastwood, K.; Herrero, A.; Jao, W.-C.; Mason, B. D.; Massey, P.; Moffat, A. F. J.; Walborn, N. R. (Şubat 2014). "A High Angular Resolution Survey of Massive Stars in Cygnus OB2: Results from the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors". The Astronomical Journal. 147 (2). 40. arXiv:1311.5087 $2. Bibcode:2014AJ....147...40C. doi:10.1088/0004-6256/147/2/40. 
  20. ^ Prinja, R. K.; Massa, D. L. (Ekim 2010). "Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds". Astronomy and Astrophysics. Cilt 521. L55. arXiv:1007.2744 $2. Bibcode:2010A&A...521L..55P. doi:10.1051/0004-6361/201015252. 
  21. ^ Gray, David F. (Kasım 2010). "Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg". The Astronomical Journal. 140 (5). ss. 1329-1336. Bibcode:2010AJ....140.1329G. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1329. 
  22. ^ a b Nazé, Y. (Kasım 2009). "Hot stars observed by XMM-Newton. I. The catalog and the properties of OB stars". Astronomy and Astrophysics. 506 (2). ss. 1055-1064. arXiv:0908.1461 $2. Bibcode:2009A&A...506.1055N. doi:10.1051/0004-6361/200912659. 
  23. ^ Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B. (Şubat 2010). "Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 402 (2). ss. 1369-1379. arXiv:0911.1335 $2. Bibcode:2010MNRAS.402.1369L. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x. 
  24. ^ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (Ekim 2003). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I". The Astronomical Journal. 126 (4). ss. 2048-2059. arXiv:astro-ph/0308182 $2. Bibcode:2003AJ....126.2048G. doi:10.1086/378365. 
  25. ^ Shenavrin, V. I.; Taranova, O. G.; Nadzhip, A. E. (Ocak 2011). "Search for and study of hot circumstellar dust envelopes". Astronomy Reports. Cilt 55. ss. 31-81. Bibcode:2011ARep...55...31S. doi:10.1134/S1063772911010070. 
  26. ^ Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sanchez-Blazquez, P.; Selam, S. O.; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcon-Barroso, J.; Gorgas, J.; Jimenez-Vicente, J.; Vazdekis, A. (Ocak 2007). "Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 374 (2). ss. 664-690. arXiv:astro-ph/0611618 $2. Bibcode:2007MNRAS.374..664C. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x. 
  27. ^ Sion, Edward M.; Holberg, J. B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (Aralık 2009). "The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics". The Astronomical Journal. 138 (6). ss. 1681-1689. arXiv:0910.1288 $2. Bibcode:2009AJ....138.1681S. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681. 
  28. ^ a b c d e f g h Garrison, R. F. (1994). "A Hierarchy of Standards for the MK Process". Astronomical Society of the Pacific. Cilt 60. s. 3. Bibcode:1994ASPC...60....3G. 
  29. ^ "Planets Prefer Safe Neighborhoods". 7 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Aralık 2008. 
  30. ^ Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420
  1. ^ a b c d e f g These proportions are fractions of stars brighter than absolute magnitude 16; lowering this limit will render earlier types even rarer while generally adding only to the M class.
  2. ^ This rises to 78.6% if we include all stars. (See the above note.)
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Yıldız_sınıflandırma_(astronomi)&oldid=32550819" sayfasından alınmıştır