Yıldızların Spektrumu (Tayfı) ve Kirchhoff Yasaları!

Spektrograf takılı bir teleskopla yıldız tayfı ölçülerek farklı dalgaboylarındaki parlaklıkların ölçülmesi sağlanır. Hemen hemen bütün yıldızlar "sürekli bir zemin" üzerinde "soğurma" çizgileri gösterir. Bazı yıldızlar "salma" çizgileri gösterir. Bütün yıldızların tayfı aynı değildir!

Sürekli Tayf!

Soğurma çizgilerine sahip olmasına rağmen bir yıldız karacisim ışımasına çok yakın tayf verir. Sadece yıldızların sıcak yüzeyi olan fotosferinden üretilen enerji görülebilir. Güneş fotosferi 100 km derinliktedir (T ~ 6000 K).Eğer yıldızlar karacisme benzer ise bu durumda yıldızların tayfı Plank yasasına çok benzer olmalıdır. Tayfta bir tepe bulunmalıdır. Bu bağlamda Wien yasasına göre (lamdatepe = 2900 micron/T) sıcaklığı tahmin edilebilir.

Yıldızların Fotometrisi!

Bir yıldızın tayfının maksimum olduğu noktayı belirleyebilmek için elektromanyetik spektrumun bütün dalgaboylarında tayfının alınması gerekir. Renk filitreleri kullanılarak bir yıldızın "rengi" belirlenebilir. Bu işlemle herbir renk filitresinde ne kadar akının bulunduğu bilinebilir. Örneğin yeşil bir filitre sadece yeşil dalgaboylarındaki fotonları geçirir.

UBV Sistemi!

UBV sistemi, kabaca tayfsal bilgi veren bir dizi renk filitresidir. Sıcak bir yıldızın akısı U filitresindeki akısı, soğuk bir yıldızın V filitresindeki akısından daha fazla olacaktır. İlgili görselde sıcaklıklar, morötesi, mavi ve görünür renkleri temsil etmektedir.

Verilen görselde sıcak bir yıldız ile soğuk bir yıldızın karşılaştırılması sunulmuştur.Yıldızların tayflarında görülen çizgiler (soğurma) çok önemlidir. Kayıp fotonlar yıldızların kimyası, sıcaklığı ve yoğunluğu hakkında bilgi verir. Kirchhoff yasaları ise yıldız tayfına etkiyen nedenlerin bulunduğu bölgeler konusunda bilgiler sunar.

Bir Yıldızda Soğurma Çizgilerinin Oluşumu!

19. yüzyılın sonlarına doğru astronomlar yıldızların tayflarını hidrojenin soğurma çizgilerine göre sınıflandırmışlardır. A, B, ... sırası güçlüden zayıf çizgilere doğru bir değişimi göstermekteydi. Fakat bu şekilde bir sınıflama için hatalı bir yöntem kullanılmıştı! Annie Jump Cannon yıldızların tayflarını sıcaklıklarına göre (500,000 yıldızdan fazla yıldızı) inceleyerek bir sınıflandırma yapmıştır.