Yıldız: Revizyonlar arasındaki fark

Etkileşimli olarak geçmişe göz at

[kontrol edilmemiş revizyon]

← Önceki sürümle aradaki fark Sonraki sürümle aradaki fark →

İçerik silindi İçerik eklendi

GörselVikimetin

Satır içi

Sayfanın 12.17, 25 Kasım 2006 tarihindeki hâli

Bu anlam ayrımı sayfası Yıldız ile benzer ada sahip maddeleri listeler.
Eğer bir iç bağlantıdan bu sayfaya eriştiyseniz, lütfen kullandığınız bağlantıyı ilgili maddeye yönlendirin.

Yıldız yoğun ve ışık saçan bir plazma küresidir. Biraraya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar görünür evrenin hâkimidirler. Günışığı dahil olmak üzere Dünya üzerindeki erkenin (enerji) çoğunun kaynağı, bize en yakın yıldız olan Güneştir. Diğer yıldızlar, Güneş’in ışığı altında kalmadıklarında yani geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan erkenin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışıma (radyasyon) ile yayılmasıdır. Yıldızlar olmasaydı, ne yaşam ne de öğelerin (element) büyük bir kısmı varolabilirdi.

Gökbilimciler bir yıldızın tayfını, parlaklığını ve uzaydaki hareketini gözlemleyerek o yıldızın kütlesi, yaşı, kimyasal bileşimi ve bunun gibi bir çok özelliklerini belirleyebilirler. Bir yıldızın toplam kütlesi, yıldızın gelişimini ve sonunu belirleyen ana belirleyicidir. Bir yıldızın gelişim süreci içinde bulunduğu aşamaya göre çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı belirlenir. Yıldızların sıcaklıkları ve parlaklıklarına göre işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diagramı (H-R diagramı), belirli bir yıldızın güncel yaşını ve gelişim sürecindeki aşamasını belirlemek için kullanılır.

Yıldız gelişiminin ilk halkası hidrojenden bir miktar helyum dan ve çok az miktarda da daha ağır öğelerden oluşan ve içe doğru çökmeye başlayan bir madde bulutudur. Yıldız çekirdeği yeteri kadar yoğunlaştıktan sonra içinde bulunan hidrojenin bir kısmı sürekli olarak nükleer çekirdek kaynaşması tepkimesiyle helyuma çevrilir. Yıldızın geri kalan kısmı, açığa çıkan erkeyi ışıma ve ısıyayım (konveksiyon) birleşimiyle çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve erke yıldız yüzeyinde bir yıldız rüzgârı yaratarak dış uzaya doğru ışıma yoluyla yayılır.Bahcall, John N. (June 29, 2000). "How the Sun Shines". Nobel Foundation. Erişim tarihi: 2006-08-30. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)</ref>

Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş’in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldız^[1] genişleyerek, daha ağır olan öğeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuki hâlinde kaynaşarak kırmızı dev hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmını yıldızlararası ortama salınarak ağır öğelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli yaratacak bir şekle dönüşür. ^[2]

İki ya daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde birbirlerine kütleçekim gücüyle bağlanmış ve genellikle birbirlerinin çevresinde düzenli yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur. Birbirlerine çok yakın olan bir yörünge izleyen yıldızların kütleçekimgücü ile etkileşimleri evrimsel gelişimlerinde önemli etkide bulunur. ^[3]

Gözlem tarihçesi

Yıldızlar her kültürde önemli bir yer tutar. Dinsel tapınmalarda ve yön bulmada yıldızlar kullanılmıştır. Dünya’nın hemen hemen her yerinde kullanılan Gregoriyen takvimi, Dünya’nın en yakın yıldız olan Güneş’e göre dönme ekseninin açısını temel alan bir güneş takvimidir.

Tycho Brahe gibi ilk gökbilimciler gece gökyüzünde yeni yıldızları tanımladı ve gökyüzünün değişmez olduğunu önerdi. 1584 yılında Giordano Bruno diğer yıldızların aslında diğer güneşler olduğunu, ve onların yörüngesinde dönen başka gezegenler olabileceğini ve bir kısmının Dünya’ya benzeyebileceğini önerdi^[4] Bu düşünce daha önceden antik Yunan düşünürler Demokritos ve Epikuros tarafından dile getirilmiştir.^[5] Sonraki yüzyılda yıldızların uzak güneşler olduğu görüşü gökbilimciler arasında ortak kabul gören bir düşünce olmuştur. Bu yıldızların güneş sistemi üzerinde neden çekimsel bir etki göstermediğini açıklamak için Isaac Newton, ilahiyatçı Richard Bentley öne sürülen düşüncelerden yararlanarak yıldızların her yönde eşit olarak dağıldığını önerdi. ^[6]

İtalyan gökbilimci Geminiano Montanari 1667 yılında Algol yıldızının parlaklığındaki değişimleri gözlemleyerek kaydetti. Edmond Halley, yakınımızda bulunan bir çift "duran" yıldızın özdevim hareketinin ilk ölçümlerini yayımlayarak aslında bu yıldızların antik Yunan gökbilimciler Batlamyus ve Hipparkos zamanından beri konumlarını değiştirdiğini kanıtlamıştır. Bir yıldıza olan uzaklığın doğrudan ölçümü ilk olarak 61 Cygni yıldızı için ıraklık açısı yöntemi kullanılarak Friedrich Bessel tarafından 1838 yılında yapılmıştır. Iraklık açısı ölçümleri gökyüzündeki yıldızların birbirlerinden olan engin uzaklıklarını göstermiştir. ^[4]

Gökyüzündeki yıldızların dağılımını bulmaya karar veren ilk gökbilimci William Herschel’dir. 1780’lerde bir dizi ölçü aygıtı yardımıyla 600 yönde bakış doğrultusu boyunca gözlemlediği yıldızları saydı. Bu çalışmayla yıldız sayısının gökyüzünde Samanyolu’nun merkezine doğru gittikçe arttığı sonucuna ulaşmıştır. Aynı çalışmayı güney yarımkürede tekrarlayan oğlu John Herschel’de aynı yöndeki artışı tespit etmiştir. ^[7] William Herschel diğer başarılarının ötesinde bazı yıldızların yalnızca aynı bakış doğrultusunda yer almalarının yanısıra çiftyıldız sistemi oluşturan fiziksel eşler olduğunu bulmasıyla da tanınır.

Joseph von Fraunhofer ve Angelo Secchi yıldız tayfölçümünün öncüleridir. Sirius gibi yıldızların tayfını Güneş ile kıyaslayarak soğurma çizgilerinin (yıldız ışığı tayfının atmosferden geçerken belli frekanslarda soğurumu nedeniyle oluşan koyu çizgiler) sayı ve kuvvetlerindeki farklılıkları buldular. 1865 yılında Secchi yıldızları tayf tiplerine göre sınıflamaya başladı. ^[8] Ancak günümüzde kullanılan yıldız sınıflandırması Annie J. Cannon tarafından 1900’lerde geliştirilmiştir.

Çiftyıldızların gözlemlenmesi 19. yüzyılda giderek artan bir önem kazanmıştır. 1834 yılında Friedrich Bessel, Sirius yıldızının özdevim hareketinindeki değişiklikleri gözlemleyerek görünmeyen bir eş yıldızın varolduğu sonucuna vardı. Edward Pickering 1899 yılında ilk olarak tayf üzerinde çiftyıldızı bulduğunda Mizar yıldızının 104 günlük periyotlarda ortaya çıkan tayf çizgilerindeki periyodik ayrılmayı gözlemliyordu. William Struve ve S. W. Burnham gibi gökbilimcilerin bir çok çiftyıldız sistemini gözlemlerinin detayları yörünge özelliklerinin hesaplanmasıyla yıldızların kütlelerinin belirlenmesine olanak sağlamıştır. Teleskop ile yapılan gözlemlerden çiftyıldızların yörüngelerinin hesaplanması problemi ilk olarak Felix Savary tarafından 1827’de çözülmüştür. ^[9]

Yirminci yüzyılda yıldızların bilimsel incelemesi alanında hızlı gelişmeler yaşandı. Fotoğraf önemli bir astronomik araç oldu. Karl Schwarzschild bir yıldızın renginin ve dolayısıyla sıcaklığının görünen kadir derecesi ile fotoğrafik kadir derecesinin karşılaştırılması sonucunda belirlenebileceğini buldu. Fotoelektrik fotometrenin geliştirilmesi birçok dalga boyu aralığında çok hassas kadir ölçümüne olanak verdi. 1921 yılında Hooker teleskobunda girişimölçer kullanan Albert A. Michelson yıldız çapının ilk ölçümlerini yapmıştır. ^[10]

Yirminci yüzyılında başlarında yıldızların fiziksel temeli üzerine oldukça önemli çalışmalar yapılmıştır. 1913 yılında geliştirilen Hertzsprung-Russell diagramı yıldızların gökfiziği üzerine çalışmaların ilerlemesini sağlamıştır. Yıldızların içini ve evrimini açıklayacak başarılı modeller geliştirilmiştir. Nicemler doğabilimindeki (kuantum fiziği) gelişmelerle birlikte yıldızışığının tayfları başarı ile açıklanabilmiştir. Bu sayede yıldızların gazyuvarının kimyasal bileşimi de belirlenebilmiştir. ^[11]

Yıldızların adlandırılması

Takımyıldız kavramının Babilliler döneminde varolduğu bilinmektedir. Eski gökyüzü gözlemcileri yıldızların belirgin düzenlerinin bir resim oluşturduğunu hayal etmiş ve bunları da kendi mitleriyle ve doğada gördükleriyle özdeşleştirmişlerdir. Tutulum (ekliptik) çemberi üzerinde yer alan on iki takımyıldız astrolojinin temelini oluşturmuştur. Belirgin olan bir çok yıldıza da genelde Arapça ya da Latince isimler verilmiştir.

Takımyıldızların bazılarının ve Güneş’in kendi mitleri bulunur.^[12] Bunların ölülerin ruhu ya da tanrılar oldukları düşünülürdü. Örneğin Algol yıldızının Gorgon Medusa’nın gözünü temsil ettiğine inanılırdı.

Eski Yunan dininde bazı "yıldızlar," ki sonradan bunlar gezegen olarak tanımlanmıştır önemli tanrıları temsil ederdi. Gezegenlerin adı da bu tanrılardan gelir: Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn.^[12] (Uranüs ve Neptün de Yunan ve Roma tanrılarıdır, ancak her ikisi de eski çağlarda düşük parlaklıkları yüzünden bilinmiyordu. Bu gezegenlerin isimleri daha sonraki gökbilimciler tarafından verilmiştir.

1600’lerde takımyıldızların isimleri gökyüzünün o bölgesindeki yıldızları adlandırmak için kullanılıyordu. Alman gökbilimci Johann Bayer’in bir dizi yıldız haritası yaratarak her takımyıldızdaki yıldızı Yunan harfleriyle tanımlamasıyla Bayer tanımlaması oluşmuştur. Daha sonraları İngiliz gökbilimci John Flamsteed’in kullandığı rakamlardan oluşan sisteme de Flamsteed tanımlaması adı verilmiştir. Yıldız katalogları çıktıktan sonra da birçok ek tanımlama sistemleri yaratılmıştır.

Yıldızlara ve diğer gökcisimlerine adlandırmak için bilimsel toplulukta tek yetkili kurum Uluslararası Astronomi Birliği’dir ("International Astronomical Union - IAU").^[13] Bazı özel şirketler yıldızlara isim sattıklarını iddia eder ancak bunlar ne bilim topluluğu tarafından tanınır ne de kullanılır. ^[13] Gökbilim ile ilgilenenler bu tip örgütlerin yıldızların adlandırma prosedürünü bilmeyen insanları hedef seçen bir tür dolandırıcılık olarak görür. ^[14]

Ölçüm birimleri

Yıldız değişkenlerinin çoğu MKS ölçüm sistemi ile belirtilse de bazen cgs ölçüm sistemi de kullanılır (örneğin parlaklığın erg/saniye olarak belirtilmesi gibi.) Kütle, parlaklık, ve yarıçap genel olarak Güneş’in özelliklerinin temel alındığı birimlerle ifade edilir:

güneş kütlesi:	$M_{\bigodot }=1.9891\times 10^{30}$ kg^[15]
güneş parlaklığı:	$L_{\bigodot }=3.827\times 10^{26}$ watt^[15]
güneş yarıçapı:	$R_{\bigodot }=6.960\times 10^{8}$ m^[16]

Dev bir yıldızın yarıçapı ya da bir çiftyıldız sisteminin ana ekseni gibi büyük uzunluklar genellikle astronomik birim (AU) ile belirtilir. Bir AU yaklaşık olarak Dünya ile Güneş arasındaki ortalama uzaklığa eşittir.

Oluşum ve gelişim

Yıldızlar uzayda bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan özdeciksel (moleküler) bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla hidrojenden ve 23–28% helyum ile az bir miktar daha ağır öğelerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. ^[17] Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp yükünleştirirler (iyonlaştırırlar) ederler ve bir H II bölgesi yaratırlar.

Önyıldız oluşumu

Bir yıldızın oluşumu bir özdeciksel bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir üstnovanın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar. Jeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.

Dosya:123107main image feature 371 ys 4.jpg

Yoğun bir özdeciksel bulut içerisinde bir yıldızın doğuşunun bir ressam tarafından tasviri. NASA resmi

Bulut çöktükçe, Bok yuvarı adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir hâle yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur. ^[18] Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştirler. Kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.

İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da Herbig Ae/Be yıldızları denir. Bu yenidoğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtırlar ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşturur. ^[19]

Ana dizi

Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların ana dizide olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. Ana dizinin başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve dolayısıyla da çekirdekteki çekirdek kaynaşması tepkimesini istenen hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı yavaşça artacaktır. ^[20] Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce ana diziye giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir. ^[21]

Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10⁻¹⁴ güneş kütlesi kadar ^[22] ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder. Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10⁻⁷ ile 10⁻⁵ güneş kütlesi arasında madde kaybeder. ^[23] 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana dizi de kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir. ^[24]

Bir yıldızın ana dizide bulunacağı süreyi yakılacak yakıtın miktarı ve yanma hızı belirler. Başka bir deyişle başlangıçtaki kütlesi ve parlaklığı. Güneş için bu sürenin yaklaşık 10¹⁰ yıl olduğu tahmin edilmektedir. Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürlerikısa olur. Kırmızı cüce adı verilen küçük yıldızlar yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybeder ve kara cüce hâline dönerler. ^[1] Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin henüz varolması beklenmemektedir.

Kütlenin yanı sıra helyumdan daha ağır öğelerin miktarı da yıldızların gelişiminde önemli rol oynar. Gökbilimde helyumdan ağır öğelerin tamamı "metal" olarak değerlendirilir ve bu öğelerin kimyasal derişimine metallik denir. Yıldızın metalliği yakıtını yakacağı süreyi etkiler ve mıknatıssal alanların oluşumunu kontrol eder. ^[25] ve yıldız rüzgârının gücünü değiştirir.^[26] Daha yaşlı öbek II yıldızlar oluştukları özdeciksel bulutların bileşimi nedeniyle daha genç olan öbek I yıldızlara göre önemli oranda az metalliğe sahiptirler. Bu bulutlar zaman geçip yaşlı yıldızlar öldükçe gazyuvarlarının bir kısmından gelen ağır metallerle zenginleşmiştir.

Ana dizi ötesi

En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar ^[1] çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir kırmızı dev oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki Merkür’ü ve büyük olasılıkla Venüs’ü de içine alarak yokedecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim, ya da AU) %99’u kadar genişleyeceği tahmin edilir. Ancak o zamana kadar Güneş’in kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacaktır ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır. ^[27] Ancak Güneş’in parlaklığı bir kaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar kalacaktır.

Kırmızı devin çekirdeğini çevreleyen kabuk tarzındaki katmanda hidrojen çekirdek kaynaşması devam eder. ^[28] En sonunda çekirdek helyum çekirdek kaynaşmasını başlatacak kadar sıkışır ve yıldızın yarıçapı azalırken yüzey sıcaklığı artar.

Yıldız çekirdekteki helyumu da harcadıktan sonra çekirdek kaynaşması karbon ve oksijenden oluşan ve sıcak çekirdeğin etrafındaki kabukta devam eder. Yıldız en baştaki kırmızı dev hâline benzer bir gelişim izler ancak bu sefer yüzey sıcaklığı daha yüksektir.

Büyük yıldızlar

Dosya:Betelgeuse star (Hubble).jpg

Betelgeuse yaşam döngüsünün sonuna yaklaşan bir kırmızı üstdev yıldızdır.

Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı üstdev olur. Çekirdekteki bu yakıtta bittikten sonra helyumdan daha ağır öğelerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, oksijen, neon, silikon ve kükürtün yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın içindeki soğan katmanları gibi olan kabuklarda çekirdek kaynaşması gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir öğe çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum, ve sonra ağır öğeler diye devam eder. ^[29]

Son aşamaya artık yıldız demir üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir öğeciklerinin (atom) çekirdeği diğer ağır öğelerin öğecik çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra erke açığa çıkarmazlar dolayısıyla bu süreç erke tüketir. Aynı şekilde daha hafif öğelerin öğecik çekirdeklerinden de daha sıkı bağlandığından bölünüm (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz. ^[28] Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların merkezinde büyük ve eylemsiz bir demir çekirdeği toplanır. Daha ağır öğeler yıldızın yüzeyine çıkarak Wolf-Rayet yıldızı denen nesnelere dönüşür. Bu yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.

Çöküş

Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegence bulutsuya dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukca küçük bir nesne (yaklaşık Dünya kadar) hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir. ^[30] Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki eksicik (elektron) dejenere madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun bir zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir.

Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar büyüyene (1,4 güneş kütlesinden daha fazla) çekirdek kaynaşması devam edir. Çekirdeğin içindeki eksicikler (elektron) önelciklere (proton) yönlendirilince ve ters beta parçalanması ya da eksicik yakalanması (elektron yakalanması) ile patlayıp ılıncık (nötron) ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanının bir üstnova olarak patlar. Üstnovalar o kadar parlaktır ki kısa bir süre içinde bulunduğu gökadanın tamamından daha parlaktır. Samanyolunda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir. ^[31]

Yıldızın maddesinin çoğu üstnova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur. ^[31]) Geri kalan bir ılıncık yıldızı (nötron yıldızı) hâline gelir (kendilerini bazen atarca (pulsar) ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da büyük bir yıldız ise (dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük ise) karadelik olur.^[32] Bir ılıncık yıldızında madde, ılıncık (nötron) dejenere madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de QCD madde denen daha da ekzotik bir dejenere madde bulunur. Karadeliğin içindeki maddenin hâli henüz anlaşılamamıştır.

Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır öğeleri de içerir. Bu ağır öğeler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Üstnovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış yıldızlararası ortamın şekilllendirilmesinde önemli bir rol oynar.

Yaygınlık

Yıldızların çoğunluğunun kütleçekimi ile birbirine bağlı çoklu yıldız sistemlerinde çiftyıldızları oluşturduğu çok uzun zamandır kabul görmüş bir varsayımdır. Bu özellikle çok büyük olan O ve B sınıfı yıldızlar için özellikle doğrudur ve %80’i çoklu sistemdir. Ancak daha küçük yıldızlarda tek yıldız sistemlerinin oranı artar; kırmızı cücelerin yalnızca %25’inin bir eşi olduğu bilinmektedir. Tüm yıldızların %85’i kırmızı cüce olduğuna göre Samanyolu’ndaki yıldızları çoğu doğuştan tektirler. ^[33]

Daha geniş kümelere yıldız kümesi denir. Bunlar bir kaç yıldızlık yıldız topluluklarından yüzlerce, binlerce yıldızdan oluşan devasa küresel kümelere kadar sıralanırlar.

Yıldızlar evrende düzenli bir şekilde dağılmamış ve normalde yıldızlararası gaz ve tozla birlikte gökadalarda toplanmışlardır. Sıradan bir gökada içinde yüzlerce milyar yıldız bulunur ve gözlemlenebilen evrende 100 milyardan (10¹¹) daha fazla gökada vardır. ^[34] Genelde yıldızların sadece gökadalarda olduğuna inanılsa da gökadalararası yıldızlar da bulunmuştur. ^[35]

Gökbilimciler bilinen evrende en azından 70 sekstilyon (7×10²²) yıldız olduğunu tahmin etmektedir. ^[36] Bu Samanyolumuzda bulunan 300 milyar yıldızın 230 milyar katıdır.

Güneş’ten sonra Dünya’ya en yakın yıldız 39,9 trilyon (10¹²) kilometre ya da 4,2 ışık yılı uzaklıkta olan Proxima Centauri’dir. Bu yıldızın ışığının dünyaya ulaşması için 4,2 yıl gerekmektedir. Uzay Mekiği’nin yörünge hızıyla (saniyede 8 kilometre — yaklaşık saatte 30,000 kilometre) yolculuk edersek Proxima Centauri’ye ulaşmak için 150.000 yıl gerekecektir. ^[37] Buna benzer uzaklıklar gökada tekerlerinde, Güneş’in çevresi de dahil olmak üzere tipik uzaklıklardır. ^[38] Yıldızlar gökadaların merkezinde ve küresel kümelerde birbirlerine çok daha yakın olabildikleri gibi, gökada aylasında çok daha uzak olabilirler.

Düşük yoğunlukları nedeniyle gökadalarda yıldızların birbiriyle çarpışmasının oldukça nadir olduğu düşünülür. Ancak gökada merkezi ile küresel kümenin çekirdeği gibi daha yoğun bölgelerde bu çarpışmalara daha sık rastlanır. ^[39] Bu tür çarpışmalar sonucunda mavi başıboşlar diye bilinen oluşumlar olur. Bunlar ana dizide aynı parlaklığa sahip yıldızlardan daha yüksek yüzey sıcaklığına sahip anormal yıldızlardır. ^[40]

Özellikler

Yıldızların hemen hemen tüm özelliklerini başlangıçtaki kütlesi belirler. Bu özelliklerin arasında parlaklık, büyüklük, yıldızın gelişimi, yaşam süresi ve kaçınılmaz sonu da bulunur.

Yaş

Yıldızların çoğu 1 milyar ile 10 milyar yıl arasında yaşa sahiptir. Bazı yıldızlar gözlemlenen evrenin yaşı olan 13,7 milyar yaşına yakındır. ^[41] (Bakınız Big Bang.) Yıldız ne kadar büyük olursa yaşam süresi de o kadar kısa olur çünkü büyük yıldızların çekirdeklerinde daha büyük olan basınç hidrojenin daha hızlı yanmasına neden olur. En büyük yıldızlar ortalama bir milyon yıl yaşarlarken minimum kütleye sahip olan kırmızı cüceler yakıtlarını çok yavaş yaktıklarından on ile yüz milyar yıl arasında yaşarlar.

Kimyasal bileşim

Yıldızlar oluştuklarında yaklaşık kütlelerinin %70’i hidrojen, %28’i helyum, geri kalanı da ağır öğelerdir. Genel olarak ağır öğelerin oranı yıldız gazyuvarında bulunan demir içeriğiyle belirlenir çünkü demir hem sık bulunan bir öğedir hem de soğurma çizgileri görece daha kolay ölçülür. Yıldızların oluştuğu özdeciksel bulutlar üstnova patlamalarıyla sürekli olarak ağır öğelerle zenginleştiğinden bir yıldızın kimyasal bileşimi yaşını belirlemek için kullanılır. ^[42] Ağır öğelerin oranı ayrıca yıldızın bir gezegen sisteminin olması olasılığının da bir göstergesi olabilir. ^[43]

Bugüne kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip olan yıldız HE1327-2326 no.lu cücedir. Yalnızca Güneş’in demir içeriğinin 200.000 de birine sahiptir. ^[44]

Çap

Dünya’ya olan büyük uzaklıkları nedeniyle Güneş dışındaki tüm yıldızlar, Dünya’nın havayuvarının etkisiyle gece gökyüzünde göz kırpan parlak noktalar olarak insan gözüne görünürler. Yıldız tekerleri yeryüzündeki optik teleskoplar tarafından gözlemlenemeyecek kadar küçük açısal boyutlarda olduklarından bu nesnelerin resimlerini alabilmek için girişim aracı içeren teleskoplar gerekir. Güneş’te bir yıldızdır ancak teker olarak görünecek ve günışığı sağlayacak kadar Dünya’ya yakındır. Güneşten sonra en büyük görünen boyuttaki yıldız yalnızca 0,057 SOA’lık açısal çapı olan R Doradus yıldızıdır. ^[45]

Yıldızlar bir şehirden daha büyük olmayan ılıncık yıldızlarından Orion takımyıldızında bulunan ve Güneş’in 1.000 katı büyük olan yaklaşık 1,6 milyar kilometrelik çapı olan Betelgeuse gibi üstdevlere kadar sıralanırlar. Ancak Betelgeuse’ün yoğunluğu Güneş’inkinen çok daha azdır. ^[46]

Devinim

Bir yıldızın Güneş’e göre hareketi yıldızın kaynağı ve yaşı için olduğu kadar yapısı ve bulunduğu gökadanın gelişimi hakkında da önemli bilgiler sağlayabilir.

Bir yıldızın özdevimi teğetsel hızıdır. Bunun belirlenmesi için yılda mas (mili SOA) birimi kullanılarak çok hassas gökölçümleri yapılır. Bir yıldızın ıraklık açısını belirleyerek bir yıldızın özdevimi hız birimlerine çevrilebilir. Yüksek özdevimi olan yıldızlar Güneş’e görece daha yakın olan yıldızlardır ve ıraklık açısı ölçümü için oldukça iyi adaylardır. ^[47]

Dikeyhız yıldızın güneşe doğru ya da güneşten uzağa olan hızıdır. Bu hız tayf çizgilerindeki doppler kayması ile belirlenir ve birimi kilometre/saniyedir.

Her iki hareket hızı da belirlendikten sonra bir yıldızın Güneş’e ya da gökadaya göre olan uzay hızı belirlenebilir. Yakın yıldızlar arasında öbek I yıldızların daha yaşlı olan öbek II yıldızlara göre daha düşük hızlara sahip oldukları bulunmuştur. Öbek II yıldızların gökada düzlemine eğik olan eliptik yörüngeleri bulunur. ^[48] Yakındaki yıldızların devinimlerinin karşılaştırılması sonucunda yıldız toplulukları da tanımlandı. Bunlar büyük bir olasılıkla oluşumlarının kaynağında aynı dev özdeciksel bulutları paylaşıyorlardı.

Kütle

Bilinen en büyük yıldızlardan biri , Güneş’in kütlesinin 100 – 150 katı büyük olan ve bir kaç milyon yıllık çok kısa bir yaşam süresine sahip olan Eta Carinae yıldızıdır. ^[49] Yakın geçmişte yapılan Arches kümesindeki bir çalışma evrenin içinde bulunduğu dönem içinde 150 güneş kütlesinin üst sınır olduğunu önermektedir. ^[50] Bu sınırlamanın nedeni kesin olarak bilinmese de kısmen bir yıldızın gazyuvarından gazları kaçırmadan geçebilecek olan maksimum parlaklık miktarını belirleyen Eddington parlaklığı nedeniyledir.

Big Bang’ten hemen sonra oluşan yıldızlar, bileşimlerinde lityumdan daha ağır öğe bulunmaması nedeniyle 300 güneş kütlesi ya da daha büyük olabilirler. ^[51] Bu aşırı büyük Öbek III yıldızların soyu çok uzun zamandır tükenmiştir ve ancak teorik olarak bulunurlar.

Jüpiter gezegeninin kütlesinin 93 katı bir kütleye sahip olan ve AB Doradus A yıldızının eşi olan AB Doradus C yıldızı çekirdeğinde çekirdek kaynaşması süren bilinen en küçük yıldızdır. ^[52] Güneş’e benzer metallikte olan ve teorik olarak çekirdeğinde hâlâ çekirdek kaynaşması sürebilecek olan minimum kütle yaklaşık olarak Jüpiter’in 75 katı oalrak tahmin edilmektedir. ^[53]^[54] Ama metallik düşük olduğunda, sönük yıldızlar üzerine yapılan bir çalışma minimum yıldız boyutunun güneşin %8,3’ü yani Jüpiter’in kütlesinin yaklaşık 87 katı olduğunu göstermektedir.^[55]^[54] Daha küçük olanlara kahverengi cüceler denir ve yıldızlar ile gaz devleri arasında çok iyi tanımlanamamış bölgde yer alırlar.

Yıldızın yarıçapı ve kütlesi yüzeydeki kütleçekimini belirler. Dev yıldızlar ana dizideki yıldızlardan daha düşük bir yüzet kütleçekimine sahip iken beyaz cüceler gibi dejenere olmuş yoğun yıldızların yüzey kütleçekimi daha büyüktür. Yüzey kütleçekimi yıldızışığının tayfını etkiler; daha yüksek kütleçekimi soğurma çizgilerini genişletir. ^[11]

Dönme

Yıldızların dönme hızı tayfölçümü ile yaklaşık olarak tahmin edilebilir ya da yıldız lekelerinin dönme hızının izlenmesiyle daha kesin olarak belirlenebilir. Genç yıldızlar eşleklerinde (ekvator) 100 km/s’yi geçen büyük dönme hızlarına sahiptir. Örneğin B sınıfı yıldız Achernar kutuplar arasındaki uzaklıktan %50 daha büyük bir eşlek çapına yolaçan yaklaşık 225 km/s’lik ya da daha büyük bir eşlek dönme hızına sahiptir. Bu hız ulaşıldığında yıldızın parçalanacağı dönüşül (kritik) hız olan 300 km/s’den çok az düşük olan bir hızdır. ^[56] Karşılaştırıldığında Güneş ancak her 25 – 35 günde bir döner ve eşlek dönme hızı 1.994 km/s’dir.Bir yıldız ana dizi üzerinde gelişimini sürdürürken, mıknatıssal alanı ve yıldız rüzgârı dönme hızını önemli miktarda azaltmaktadır. ^[57]

Dejenere yıldızlar yoğun bir kütleye sıkıştıklarından yüksek bir dönme hızına sahiptirler. Ancak açısal devinirliğin (açısal momentum) korunumundan (dönen bir cismin boyutundaki küçülmeye karşın dönme hızını arttırması) beklendiği hıza nazaran oldukça düşük dönme hızlarına sahiptir. Yıldızın açısal devinirliğinin önemli bir kısmı yıldız rüzgârının sonucunda oluşan kütle kaybıyla dağılır. ^[58] Bunun yanı sıra bir atarcanın (pulsar) dönme hızı oldukça yüksektir. Örneğin Yengeç bulutsusunun merkezindeki atarca saniyede 30 kere döner. ^[59] Atarcanın dönme hızı ışıma nedeniyle giderek yavaşlayacaktır.

Sıcaklık

Ana dizideki bir yıldızın yüzey sıcaklığı çekirdekteki erke üretim hızı ve yıldızın yarıçapı ile belirlenir. Büyük yıldızlar 50,000 K’e varan yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler. Güneş gibi daha küçük olan yıldızların yüzey sıcaklığı bir kaç bin derece civarındadır. Kırmızı devler 3,600 K gibi görece düşük bir yüzey sıcaklığına sahip olmalarına rağmen çok geniş dış yüzey alanları nedeniyle yüksek parlaklığa sahiptirler.

Yıldız sıcaklığı değişik öğelerin erke kazanma ya da yükünleşme (iyonlaşma) hızını belirleyebileceğinden tayf üzerinde karakteristik soğurma çizgileri olarak belirirler. Bir yıldızın yüzey sıcaklığı, görünür saltık büyüklüğü (mutlak büyüklük) ve soğurma özellikleri ile yıldızın sınıflandırılmasında kullanılır. ^[11]

Işıma

Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen erke hem akımmıknatıssal ışınım (elektromanyetik radyasyon) hem de parçacık ışınımı olarak uzaya yayılır. Yıldız tarafında yayılan parçacık ışınımı yıldız rüzgârı (yıldızın dış katmanlarından yayılan serbest önelcik (proton), alfa parçacığı ve beta parçacığı gibi elektrikle yüklü parçacıkların düzenli akışı olarak görülür) ve yıldız çekirdeğinden çıkan düzenli bir nötrino akışı olarak kendini gösterir. ^[60]

Çekirdekteki erke üretimi yıldızların bu kadar çok parlak olmasının nedenidir. Ne zaman bir öğenin iki ya da daha fazla öğecik (atom) çekirdeği birleşerek daha ağır bir öğenin öğecik çekirdeğini (atom çekirdeği) oluşturmak için kaynaşsa oluşan çekirdek kaynaşması tepkimesinden gamma ışını ışıközü (foton) salınır. Bu erke yıldızın dış katmanlarına ulaştığında görünür ışığın da dahil olduğu diğer akımmıknatıssal erkeye (elektromanyetik enerji) dönüşür.

Bir yıldızın görünür ışığının doruk titreşim sayısınca belirlenen (frekansı) rengi yıldızın ışıkyuvarını da içeren (fotosfer) dış katmanlarına bağlıdır. ^[61] Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği akımmıknatıssal ışınım türleri de yayar. Aslında yıldızların akımmıknatıssal ışınımı akımmıknatıssal izgenin (elektromanyetik tayf) en uzun dalgaboyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalgaboyu olan morötesi, X ışını ve gamma ışınına kadar tamamını kapsar. Yıldızların akımmıknatıssal ışımasının görünür ya da görünmez tüm bileşenleri özellikleri ayırtetmede önem taşır.

Yıldız tayfını kullanan gökbilimciler yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey kütleçekimini, metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler. Iraksal açı ölçümüyle yıldızın uzaklığı da biliniyorsa parlaklığı da belirlenebilir. Daha sonra yıldız modellemelerine bakılarak kütle, yarıçap, yüzey kütleçekimi ve dönme sıklığı (frekansı) tahmin edilebilir. Çiftyıldız sistemlerindeki yıldızların kütlesi doğrudan ölçülebilir. Kütleçekimsel mikrolens yöntemi de bir yıldızın kütlesini belirler. ^[62]) Bu değişkenleri kullanan gökbilimcileri yıldızın yaşını da tahmin edebilir. ^[63]

Parlaklık

Gökbiliminde parlaklık bir yıldızın birim zamanda yaydığı ışığın ya da diğer ışınım erkesinin miktarıdır. Bir yıldızın parlaklığı yarıçapı ve yüzey sıcaklığı ile belirlenir.

Yüzeyde görülen ve ortalamadan düşük sıcaklık ile parlaklığa sahip olan bölgelere yıldızlekesi denir. Güneş gibi küçük, cüce yıldızlar genel olarak çok az miktarda küçük yıldızlekesi olan tekerlere sahiptir. Daha büyük dev yıldızlar daha büyük ve bariz yıldızlekelerine sahiptir ^[64] ve güçlü yıldız kenar kararması gösterirler. Bu yıldız tekerinin kenarlarına doğru parlaklığın azalmasıdır. ^[65] UV Ceti gibi kırmızı cüce parıltılı yıldızlarda oldukça belirgin yıldızlekesi oluşumları gösterebilirler. ^[66]

Kadir sınıfı

Bir yıldızın görünürdeki parlaklığı kadir sınıfı ile ölçülür. Kadir sınıfı yıldızın parlaklığı, Dünya’dan uzaklığı ve havayuvardan geçerken uğradığı değişime göre yıldızın parlaklığını belirler.

*Kadir sınıfına göre yıldız sayıları*
Kadir sınıfı (m)	Yıldız ;Sayısı^[67]
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1,602
6	4,800
7	14,000

Saltık büyüklük (mutlak kadir) yıldız ile Dünya arasındaki mesafe 10 parsek (32,6 ışık yılı) olsa kadir sınıfının ne olacağıdır ve doğrudan yıldızın parlaklığına bağlıdır.

Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeği tersüstel (logaritma) sayılarından oluşur. Kadir sınıfındaki bir sayı değişikliği yaklaşık olarak parlaklığın 2,5 katı (100’ün beşinci kökü yaklaşık olarak 2,512) artmasına eşdeğerdir ^[68] Yani birinci kadir sınıfındaki (+1.00) bir yıldız ikinci kadir sınıfındaki (+2.00) bir yıldızdan 2,5 kat daha parlaktır, ve altıncı kadir sınıfından (+6.00) bir yıldızdan 100 kat daha fazla parlaktır. Uygun gözlem koşullarında gözle görülebilen en sönük yıldızlar yaklaşık +6 kadir sınıfındadır.

Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeğinde kadir sınıfı sayıs küçüldükçe yıldızlar daha parlak olur. Her iki ölçekte de en parlak yıldızlar eksi kadir sınıfında yer alır. İki yıldız arasındaki parlaklık farkını hesaplamak için parlak yıldızın kadir sınıfı (m_b) daha sönük olan yıldızın kadir sınıfından (m_f) çıkarılır ve aradaki fark 2,512 sayısının üssü olarak alınır; yani:

\Delta {m}=m_{f}-m_{b}

2.512^{\Delta {m}}=

parlaklıktaki değişim

Hem parlaklığa hem de Dünya’dan uzaklığa bağlı olarak bir yıldızın saltık kadir sınıfı (M) ile görünür kadir sınıfı (m) tam olarak birbirlerine eş değildir.;^[68] örneğin parlak bir yıldız olan Sirius’un görünür kadir sınıfı −1,44’tür ancak saltık kadir sınıfı yalnızca +1,41’dir.

Güneş’in görünür kadir sınıfı −26,7’dir ama saltık kadir sınıfı yalnızca +4.83. Geceleri gökyüzünde görülen en parlak yıldız olan Sirius Güneş’ten yaklaşık olarak 23 kat daha fazla parlaktır, gece gökyüzündeki ikinci en parlak yıldız olan Canopus −5,53’lük saltık büyüklüğü ile Güneş’ten 14.000 kat daha fazla parlaktır. Canopus, Sirius’tan daha fazla parlak olmasına rağmen, Sirius daha parlak olarak görünür. Bunun nedeni Sirius’un Dünya’dan yalnızca 8,6 ışıkyılı uzakta olmasına karşın Canopus’un 310 ışıkyılı uzakta olmasıdır.

2006 yılı itibariyle bilinen en yüksek saltık kadirsınıfına sahip olan yıldız −14,2 ile LBV 1806-20 yıldızıdır. Bu yıldız Güneş’ten 38 milyon kat daha parlaktır. ^[69] Bilinen en az parlaklığa sahip yıldızlar NGC 6397 kümesinde yer alırlar. BU kümedeki en sönük kırmızı cücelerin kadir sınıfı 26’dır ama 28 kadir sınıfına sahip bir beyaz cüce de bulunmuştur. Bu yıldızlar o kadar sönük bir ışığa sahiptirler ki ışıkları Ay üstünde yakılan bir mumışığının Dünya’dan görünüşü kadardır. ^[70]

Sınıflandırma

Farklı Yıldız Sınıfları İçin
Yüzey Sıcaklığı Ölçekleri^[71]
Sınıf	Sıcaklık	Örnek yıldız
O	33,000 K ya da daha fazla	Zeta Ophiuchi
B	10,500–30,000 K	Rigel
A	7,500–10,000 K	Altair
F	6,000–7,200 K	Procyon A
G	5,500–6,000 K	Güneş
K	4,000–5,250 K	Tau Ceti
M	2,600–3,850 K	Proxima Centauri

Tayflarına göre çok sıcak olan O sınıfı yıldızlardan gazyuvarlarında özdeklerin (molekül) oluşabileceği kadar soğuk olan M sınıfı yıldızlara kadar farklı yıldız sınıflandırmalarıı bulunur. Azalan yüzey sıcaklıklarına göre ana yıldız sınıflandırmasındaki sınıflar şöyledir: O, B, A, F, G, K, ve M. Nadir bulunan tayf özelliklerine sahip yıldızlara özel sınıflandırmalar da bulunur. Bu tiplerin içinde en çok rastlananlar en soğuk düşük kütleli yıldızlar için L sınıfı ve kahverengi cücler için de T sınıfıdır.

Her harfin 0 ‘dan 9 ‘a (en sıcaktan en soğuğa) sıralanan 10 alt sınıfı bulunur. Bu sistem sıcaklıklar ile oldukça uyumlu da olsa en sıcak uca gidildikçe sistem bozulur; O0 ve O1 sınıfı yıldızlar varolmayabilirler. ^[72]

Bunlara ek olarak yıldızların uzaysal boyutu ve yüzey kütleçekimine denk gelen "parlaklık etkilerine" göre de sınıflandırılabilir. Bu ölçekteki yıldızlar 0 sınıfından (üstündevler) III sınıfına (devler) , V sınıfından (ana dizi cüceleri) VII sınıfına (beyaz cüceler) dizilirler. Yıldızların çoğu hidrojen yakan sıradan yıldızların oluşturduğu ana dizide bulunur. Saltık kadir sınıflarına ve tayf tiplerine göre sınıflandırıldıklarında dar bir bandın üzerinde yer alırlar. ^[72] Güneş orta sıcaklığa ve sıradan büyüklüğe sahip ana dizide yer alan G2V tipi bir sarı cücedir.

Küçük harf kullanılan ek bir isimlendirmede tayfın kendine özgü özelliklerini belirtmek için kullanılır. Örneğin "e" harfi yayım çizgilerinin (emisyon çizgileri) varlığını belirtirken "m" harfi normalötesi yüksek metal düzeyini belirtir. "var" ise tayf tipinde değişiklikler olduğunu belirtir. ^[72]

Beyaz cücelerin D harfiyle başlayan kendi sınıflandırmaları vardır. Tayfta belirgin olan çizgilerin tipine göre DA, DB, DC, DO, DZ, ve DQ alt sınıflarına ayrılırlar. Bunu sıcaklık dizgesini belirten sayılar eklenir. ^[73]

Değişen yıldızlar

Değişen yıldızlar, içsel veya dışsal özellikleri nedeniyle parlaklıklarında sıralı ya da rasgele değişiklikler gösteren yıldızlardır. İçsel özellikleri nedeniyle değişen yıldızlar üç ana gruba ayrılabilirler.

Zonklayan değişen yıldızlar, yıldızın yaşlanma süreci nedeniyle zaman içinde büyüyerek ya da küçülerek yarıçapı değişen yıldızlardır. Cepheid ve cepheid benzeri yıldızlar ile , Mira gibi uzun dönemli yıldızları içerir. ^[74]

Patlayan değişen yıldızlar kütle fırlatma ya da püskürtme olayları nedeniyle parlaklıklarında ani yükselmeler gösteren yıldızlardır. ^[74] Bu grubun içinde önyıldızlar, Wolf-Rayet yıldızları, ve Parıltılı yıldızlar ile dev ve üstdev yıldızlar da bulunur.

Afet ya da patlama değişken yıldızlarının özelliklerinde oldukça dramatik değişiklikler olur. Bu grubun içinde Novalar ve Üstnovalar bulunur. Yakınında beyaz cüce bulunan bazı çiftyıldız sistemleri nova ve Tip 1a üstnova gibi olağanüstü yıldız patlamalarına neden olabilir. ^[3] Beyaz cüce eşyıldızından hidrojen alarak çekirdek kaynaşması olana kadar kütlesinin artmasıyla patlama oluşur. ^[75] Bazı novaların tekrar eden hatta sıralı orta ölçekte patlamaları olur.^[74]

Çiftyıldızlarda yıldız tutulması gibi dışsal nedenlerle de yıldızların parlaklığı değişebilir. Ayrıca dönen yıldızlarda oluşan aşırı yıldızlekeleri nedeniyle de parlaklık değişebilir. ^[74] Yıldız tutulmasına örnek verilebilecek olan çiftyıldız sistemi Algol’dur; parlaklığı düzenli olarak 2,87 gün içinde 2,3 ile 3,5 kadir sınıfı arasında değişir.

Yapı

Kararlı, ana dizi yıldızının içi kuvvetlerin birbirini sürekli karşıladığı sürekli bir denge hâlindedir. Birbirini dengeleyen kuvvetler içeri doğru yönelen kütleçekim kuvveti ve bunu karşılayan plazma gazının ısı erkidir. Bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi için tipik bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 10⁷ K ya da daha yüksek olmalıdır. Bir ana dizi yıldızının hidrojen yakan çekirdeğinde ortaya çıkan sıcaklık ve basınç çekirdek kaynaşmasının oluşması ve yıldızın daha fazla çökmesini önleyecek kadar yeterli erke üretir. ^[76]

Öğecik çekirdekleri yıldızın çekirdeğinde kaynaştıkça gamma ışınları şeklinde erke yayarlar. Bu ışıközleri (foton) çevresini saran plazma ile etkileşime girerek çekirdeğe ısı erkesi eklerler. Ana dizideki yıldızlar hidrojeni helyuma çevirerek yavaş ama düzenli artan bir oran da çekirdekteki helyumu artırırlar. Sonunda helyum oranı baskın hâle gelir ve çekirdekteki erke üretimi durur. Bunun yerine 0,4 güneş kütlesinden büyük yıldızlarda dejenere olmuş helyum çekirdeğin çevresinde yavaşça genişleyen kabukta çekirdek kaynaşması oluşur. ^[77]

Hidrostatik dengenin dışında kararlı bir yıldızın içinde erke dengesini sağlayacak ısıl denge de bulunur. İçeride bulunan ışınsal sıcaklık eğimi sonucunda dışarıya doğru sürekli olarak bir erke akısı oluşur. Yıldızın herhangi bir katmanından dışa doğru akan erke akısı , yukarıdan içeriye doğru gelen erke akısına tam olarak denktir.

Işıma bölgesi yıldızın içinde erke akısını sağlayacak kadar verimli bir ışıma aktarımı olan bölgedir. Bu bölgede plazma hareketsizdir ve herhangi bir kütle hareketi sönümlenir. Eğer böyle olmazsa plazma dengesiz hâle gelir ve ısıyayımsal bölge oluşturacak şekilde ısıyayım (konveksiyon) oluşur. Bu çekirdeğin yakınında ya da dış katmanın yüksek donukluk olan bölgelerinde, çok yüksek erke akısının ortaya çıktığı yerlerde ortaya çıkar. ^[76]

Ana dizi yıldızının dış katmanlarında ısıyayımı oluşması tayf tipine bağlıdır. Güneş’in bir kaç katı kütlesi olan yıldızların içlerinde ısıyayımsal, dış katmanlarında da ışıma bölgeleri bulunur. Güneş gibi küçük yıldızlar da ise tam tersi ısıyayım dış katmanlarda yer alır. ^[78] 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz. ^[1] Yıldızların çoğunda yıldz yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri de değişir. ^[76]

Ana dizi yıldızının gözlemci tarafından görülebilen kısmına ışıkyuvar (fotosfer) denir. Bu katmanda yıldızın plazma gazı ışığın ışıközlerine (foton) karşı saydamlaşır. Çekirdekte üretilen enerji ışıkyuvardan uzaya doğru yayılır. Yıldızlekeleri ya da ortalamadan düşük sıcaklığa sahip bölgelere ışıkyuvarda ortaya çıkar.

Işıkyuvarın üzerinde yıldız gazyuvarı (atmosfer) bulunur. Güneş gibi ana dizi yıldızlarında gazyuvarın en alt düzeyi içinde iğnelerin bulunduğu ve yıldız parlamalarının başladığı ince renkyuvarıdır. Bunu 100 km. içinde çok hızlı bir şekilde sıcaklığın arttığı geçiş bölgesi çevreler. Bunun ötesinde milyonlarca kilometre dışarıya uzanabilen aşırı ısıtılmış plazma olan güneş tacı bulunur. ^[79] Bir tacın oluşumu yıldızın dış katmanlarında ısıyayımın oluşumuna bağlıdır. ^[78] Çok yüksek ısısına rağmen taç çok az ışık yayar. Güneş’in tacı yalnızca güneş tutlmasında görünür hâle gelir.

Taçtan sonra plazma parçacıklarından oluşan bir yıldız rüzgârı, yıldızlararası ortam ile etkileşecek şekilde dışarı doğru yayılır.

Çekirdek kaynaşması tepkime yolları

Önelcik-önelcik (proton-proton) zincirleme tepkisine bakış

Yıldız çekirdek bireşiminin bir parçası olarak, yıldızın kütlesine ve bileşimine bağlı olarak yıldız çekirdeklerinde bir kaç dizi farklı çekirdek tepkimesi yer alır. Kaynaşan öğecik çekirdeğinin net kütlesi tepkimeye giren kütlenin toplamından azdır. Kaybolan bu kütle E=mc² kütle-erke bağıntısına göre erkeye çevrilir. ^[80]

Hidrojen çekirdek kaynaşma süreci sıcaklıktan etkilenir, çekirdek sıcaklığındaki orta derece bir artış kaynaşma hızını oldukça önemli derecede artırır. Sonuç olarak ana dizi yıldızlarının çekirdek sıcaklıkları küçük bir M-sınıfı yıldızda 4 milyon °K ‘den büyük bir O-sınıfı yıldızdaki 40 milyon °K’ya kadar değişkenlik gösterir. ^[81]

Güneşin 10⁷ °K’lik sıcaklıktaki çekirdeğinde hidrojen önelcik-önelcik zincirleme tepkimesi ile helyuma dönüşür.:^[82]

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5,5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12,9 MeV)

Bu tepkimeler genel olarak şu tepkimede toplanır:

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26,7 MeV)

e⁺ bir artıcık (pozitron), γ gamma ışını ışıközü (foton), ν_e ise bir nötrinodur. H ve He hidrojen ile helyumun yerdeşleridir (izotop). Bu tepkime sonucu salınan erke milyonlarca elektronvolttur, yani oldukça küçük bir miktar erkedir. Ancak devasa sayıda tepkimenin aynı anda oluşmasıyla yıldızın ışıma çıktısını sağlayacak kadar erke üretilir.

Daha büyük yıldızlarda karbonun tezgen (katalist) olduğu karbon-nitrojen-oksijen çevrimi ile helyum üretilir. ^[82]

10⁸ °K’lik çekirdek sıcaklıklarına sahip olan ve kütlesi 0,5 ile 10 güneş kütlesi arasında değişen daha gelişmiş yıldızlarda ara öğe olarak berilyumu kullanan üçlü alfa süreci ile helyum karbona dönüştürülebilir.:^[82]

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7,4 MeV

Yani toplam tepkime:

3⁴He → ¹²C + γ + 7,2 MeV

Daha büyük yıldızlarda büzülen çekirdeklerde daha ağır öğelerde Neon yanma süreci ve Oksijen yanma süreci ile yakılabilir. Yıldız çekirdek bireşiminin son aşaması kararlı demir-56 yerdeşini üreten Silikon yakma sürecidir. Isıalan (endotermik) süreç haricinde artık çekirdek kaynaşması olamayacağından daha fazla erke ancak kütleçekimsel çöküş ile üretilebilir. ^[82]

Aşağıdaki örnek 20 güneş kütlesine sahip bir yıldızın tüm yakıtını tüketmesi için gereken zamanı gösterir. O-sınıfı bir ana dizi yıldızı olarak 8 güneş yarıçapına ve Güneş’in parlaklığının 62.000 katına sahip olacaktır. ^[83]

Yakıt malzemesi	Sıcaklık (milyon Kelvin)	Yoğunluk (kg/cm³)	Yanma süresi τ
H	37	0.0045	8.1 milyon yıl
He	188	0.97	1.2 milyon yıl
C	870	170	976 yıl
Ne	1,570	3,100	0.6 yıl
O	1,980	5,550	1.25 yıl
S/Si	3,340	33,400	11.5 gün

Notlar

^ ^a ^b ^c ^d Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Erişim tarihi: 2006-08-04.
^ "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. Erişim tarihi: 2006-06-08.
^ ^a ^b Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55-114.
^ ^a ^b Drake, Stephen A. (August 17, 2006). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. Erişim tarihi: 2006-08-24. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "Exoplanets". ESO. July 24, 2006. Erişim tarihi: 2006-10-11. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ Hoskin, Michael (1998). "The Value of Archives in Writing the History of Astronomy". Space Telescope Science Institute. Erişim tarihi: 2006-08-24.
^ Proctor, Richard A. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Nature: 331-333.
^ MacDonnell, Joseph. "Angelo Secchi, S.J. (1818 - 1878) the Father of Astrophysics". Fairfield University. Erişim tarihi: 2006-10-02.
^ Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc.
^ A. A. Michelson, F. G. Pease (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal. 53: 249-259.
^ ^a ^b ^c Albrecht Unsöld (1969). The New Cosmos. New York: Springer-Verlag.
^ ^a ^b Coleman, Leslie S. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. Erişim tarihi: 2006-08-13.
^ ^a ^b "The Naming of Stars". National Maritime Museum. Erişim tarihi: 2006-08-13.
^ Adams, Cecil (April 1, 1998). "Can you pay $35 to get a star named after you?". The Straight Dope. Erişim tarihi: 2006-08-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ ^a ^b I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024-1039.
^ S. C. Tripathy, H. M. Antia (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics. 186 (1/2): 1-11.
^ P. R. Woodward (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics. 16: 555-584. " http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W " yazısı görmezden gelindi (yardım)
^ Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". Erişim tarihi: 2006-09-05.
^ J. Bally, J. Morse, B. Reipurth (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier (Ed.). Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4-8, 1995. Space Telescope Science Institute. s. 491. Erişim tarihi: 2006-07-14.
^ J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733-791.
^ Sackmann, I.-Juliana (11 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457. Bilinmeyen parametre |coauthors= görmezden gelindi (yardım); Tarih değerini gözden geçirin: |year= (yardım)
^ B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. 574: 412-425.
^ C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251-259.
^ "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. Erişim tarihi: 2006-09-07.
^ N. Pizzolato, P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela, S. Sciortino (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics. 373: 597-607.
^ "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. June 18, 2004. Erişim tarihi: 2006-08-26. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457.
^ ^a ^b Hinshaw, Gary (August 23, 2006). "The Life and Death of Stars". NASA WMAP Mission. Erişim tarihi: 2006-09-01. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "What is a star?". Royal Greenwich Observatory. Erişim tarihi: 2006-09-07.
^ J. Liebert (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics. 18 (2): 363-398.
^ ^a ^b "Introduction to Supernova Remnants". Goddadr Space Flight Center. April 6, 2006. Erişim tarihi: 2006-07-16. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ C. L. Fryer (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. 20: S73-S80.
^ "Most Milky Way Stars Are Single" (Basın açıklaması). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. January 30, 2006. Erişim tarihi: 2006-07-16. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?". Royal Greenwich Observatory. Erişim tarihi: 2006-07-18.
^ "Hubble Finds Intergalactic Stars". Hubble News Desk. January 14, 1997. Erişim tarihi: 2006-11-06. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "Astronomers count the stars". BBC News. July 22, 2003. Erişim tarihi: 2006-07-18. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ 3.99 × 10¹³ km / (3 × 10⁴ km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10⁵ yıl.
^ J. Holmberg, C. Flynn (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (2): 209-216. Erişim tarihi: 2006-07-18.
^ "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic". CNN News. June 2, 2000. Erişim tarihi: 2006-07-21. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ J. C. Lombardi, Jr., J. S. Warren, F. A. Rasio, A. Sills, A. R. Warren (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal. 568: 939-953.
^ Whitehouse, Dr. David (October 31, 2002). "'Oldest' star found in galaxy". BBC News. Erişim tarihi: 2006-08-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "A "Genetic Study" of the Galaxy". ESO. September 12, 2006. Erişim tarihi: 2006-10-10.
^ D. A. Fischer, J. Valenti (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102-1117.
^ "Signatures Of The First Stars". ScienceDaily. April 17, 2005. Erişim tarihi: 2006-10-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "The Biggest Star in the Sky". ESO. March 11, 1997. Erişim tarihi: 2006-07-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ Davis, Kate (December 1, 2000). "Variable Star of the Month — December, 2000: Alpha Orionis". AAVSO. Erişim tarihi: 2006-08-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "Hipparcos: High Proper Motion Stars". ESA. September 10, 1999. Erişim tarihi: 2006-10-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54.
^ Nathan, Smith (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Astronomical Society of the Pacific. Erişim tarihi: 2006-08-13.
^ "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy". NASA News. March 3, 2005. Erişim tarihi: 2006-08-04. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "Ferreting Out The First Stars". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. September 22, 2005. Erişim tarihi: 2006-09-05. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "Weighing the Smallest Stars". ESO. January 1, 2005. Erişim tarihi: 2006-08-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ Boss, Alan (April 3, 2001). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. Erişim tarihi: 2006-06-08. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ ^a ^b Shiga, David (August 17, 2006). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. Erişim tarihi: 2006-08-23. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "Hubble glimpses faintest stars". BBC. August 18, 2006. Erişim tarihi: 2006-08-22. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "Flattest Star Ever Seen". ESO. June 11, 2003. Erişim tarihi: 2006-10-03. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ Fitzpatrick, Richard (February 16, 2006). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. Erişim tarihi: 2006-10-04. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 450-454.
^ "A History of the Crab Nebula". ESO. May 30, 1996. Erişim tarihi: 2006-10-03. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ Roach, John (August 27, 2003). "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind". National Geographic News. Erişim tarihi: 2006-06-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "The Colour of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. Erişim tarihi: 2006-08-13.
^ "Astronomers Measure Mass of a Single Star — First Since the Sun". Hubble News Desk. July 15, 2004. Erişim tarihi: 2006-05-24. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ D. R. Garnett, H. A. Kobulnicky (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal. 532: 1192-1196.
^ A. A. Michelson, F. G. Pease (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. Max Planck Society.
^ A. Manduca, R. A. Bell, B. Gustafsson (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics. 61 (6): 809-813.
^ P. F. Chugainov (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 520: 1-3.
^ "Magnitude". National Solar Observatory — Sacramento Peak. Erişim tarihi: 2006-08-23.
^ ^a ^b "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. Erişim tarihi: 2006-08-13.
^ Aaron Hoover (January 5, 2004). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. Erişim tarihi: 2006-06-08. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397". HubbleSite. August 17, 2006. Erişim tarihi: 2006-06-08. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ Smith, Gene (April 16, 1999). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. Erişim tarihi: 2006-10-12. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ ^a ^b ^c MacRobert, Alan M. "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. Erişim tarihi: 2006-07-19.
^ "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. Erişim tarihi: 2006-07-19.
^ ^a ^b ^c ^d "Types of Variable Stars". AAVSO. Erişim tarihi: 2006-07-20.
^ "Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. November 1, 2004. Erişim tarihi: 2006-06-08. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ ^a ^b ^c Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5.
^ "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. Erişim tarihi: 2006-07-11.
^ ^a ^b "What is a Star?". NASA. September 1, 2006. Erişim tarihi: 2006-07-11. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT" (Basın açıklaması). ESO. August 1, 2001. Erişim tarihi: 2006-07-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; sunshine isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
^ "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. February 16, 2005. Erişim tarihi: 2006-10-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)
^ ^a ^b ^c ^d G. Wallerstein, I. Iben Jr., P. Parker, A.M. Boesgaard, G.M. Hale, A. E. Champagne, C.A. Barnes, F. KM-dppeler, V.V. Smith, R.D. Hoffman, F.X. Timmes, C. Sneden, R.N. Boyd, B.S. Meyer, D.L. Lambert (1999). "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress" (pdf). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995-1084. Erişim tarihi: 2006-08-04. 151. harf sırasında bulunan |author= parametresi line feed character içeriyor (yardım)
^ S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015-1071.

Okumak için

Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6.
Gribbin, John (2001). Stardust: Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8. Bilinmeyen parametre |coauthors= görmezden gelindi (yardım)
Hawking, Stephen (1988). A Brief History in Time. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1.

Ayrıca bakınız

Dış bağlantılar

Tanımlayıcılarına, konsayılarına ve kaynak kodlarına göre yıldız arama (koordinat) Query star by identifier, coordinates or reference code. Centre de Données astronomiques de Strasbourg – Strasbourg Gökbilim Bilgi Merkezi
Yıldız, Dünya Kitabı @ NASA
Yıldızların ve takımyıldızların portreleri. Illinois Üniversitesi
Sınıflandırma Kodlarını Nasıl Deşifre Etmeli. Astronomical Society of South Australia – Güney Avustralya Gökbilim Topluluğu

Kullanılan terimler

açısal devinirlik = açısal momentum
akı = flüks, flaks
akımmıknatıssal = elektromanyetik
akımmıknatıssal izge = elektromanyetik tayf
aktarım = transfer
artıcık = pozitron
atarca = pulsar
bakışımsız = asimetrik
bölünüm = fisyon
bulutsu = nebula
çekirdek kaynaşması = nükleer füzyon
donukluk = opaklık
dönüşül = kritik
eksicik = elektron
erke = enerji
eşlek = ekvator
gazyuvar = atmosfer
girişimölçer = interferometre
gökada = galaksi
gökbilim = astronomi
gökbilimci = astronom
güneş tacı = korona
havayuvar = Dünya atmosferi
ılıncık = nötron
ılıncık yıldızı = nötron yıldızı
ıraklık açısı = parallaks
ısıalan =endotermik
ısıyayım = konveksiyon
ışıközü = foton
ışıkyuvarı = fotosfer
ışıma = radyasyon
ışınsal = radyal
kızılötesi = infrared
konsayı = koordinat
mıknatıssal = manyetik, magnetik
morötesi = ultraviyole
nicem = kuantum
nicemler doğabilimi = kuantum fiziği
öğe = element
öğecik = atom
önelcik = proton
önyıldız = protoyıldız
özdecik = molekül
özdeciksel bulut = moleküler bulut):
özdevim = kendine özgü hareket
renkyuvarı = kromosfer
saltık = mutlak
sıklık = frekans
teker = disk
tersüstel = logaritma
tezgen = katalist
titreşim sayısı = frekans
tutulum = ekliptik
üstdev = süperdev
üstnova = süpernova
üstündev = hipernova
yayım çizgisi = emisyon çizgisi
yerdeş = izotop
yuvar = globül
yükün = iyon
yükünleşme = iyonlaşma

Şablon:Astronomi Portalı

[late_stages-1] Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Erişim tarihi: 2006-08-04.

[2] "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. Erişim tarihi: 2006-06-08.

[iben-3] Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55-114.

[he_history-4] Drake, Stephen A. (August 17, 2006). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. Erişim tarihi: 2006-08-24. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[5] "Exoplanets". ESO. July 24, 2006. Erişim tarihi: 2006-10-11. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[6] Hoskin, Michael (1998). "The Value of Archives in Writing the History of Astronomy". Space Telescope Science Institute. Erişim tarihi: 2006-08-24.

[7] Proctor, Richard A. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Nature: 331-333.

[8] MacDonnell, Joseph. "Angelo Secchi, S.J. (1818 - 1878) the Father of Astrophysics". Fairfield University. Erişim tarihi: 2006-10-02.

[9] Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc.

[10] A. A. Michelson, F. G. Pease (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal. 53: 249-259.

[new_cosmos-11] Albrecht Unsöld (1969). The New Cosmos. New York: Springer-Verlag.

[mythology-12] Coleman, Leslie S. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. Erişim tarihi: 2006-08-13.

[naming-13] "The Naming of Stars". National Maritime Museum. Erişim tarihi: 2006-08-13.

[14] Adams, Cecil (April 1, 1998). "Can you pay $35 to get a star named after you?". The Straight Dope. Erişim tarihi: 2006-08-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[constants-15] I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024-1039.

[16] S. C. Tripathy, H. M. Antia (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics. 186 (1/2): 1-11.

[17] P. R. Woodward (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics. 16: 555-584. " http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W " yazısı görmezden gelindi (yardım)

[18] Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". Erişim tarihi: 2006-09-05.

[19] J. Bally, J. Morse, B. Reipurth (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier (Ed.). Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4-8, 1995. Space Telescope Science Institute. s. 491. Erişim tarihi: 2006-07-14.

[20] J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733-791.

[21] Sackmann, I.-Juliana (11 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457. Bilinmeyen parametre |coauthors= görmezden gelindi (yardım); Tarih değerini gözden geçirin: |year= (yardım)

[22] B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. 574: 412-425.

[23] C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251-259.

[24] "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. Erişim tarihi: 2006-09-07.

[25] N. Pizzolato, P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela, S. Sciortino (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics. 373: 597-607.

[26] "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. June 18, 2004. Erişim tarihi: 2006-08-26. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[sun_future-27] I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457.

[hinshaw-28] Hinshaw, Gary (August 23, 2006). "The Life and Death of Stars". NASA WMAP Mission. Erişim tarihi: 2006-09-01. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[29] "What is a star?". Royal Greenwich Observatory. Erişim tarihi: 2006-09-07.

[30] J. Liebert (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics. 18 (2): 363-398.

[supernova-31] "Introduction to Supernova Remnants". Goddadr Space Flight Center. April 6, 2006. Erişim tarihi: 2006-07-16. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[32] C. L. Fryer (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. 20: S73-S80.

[33] "Most Milky Way Stars Are Single" (Basın açıklaması). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. January 30, 2006. Erişim tarihi: 2006-07-16. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[34] "What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?". Royal Greenwich Observatory. Erişim tarihi: 2006-07-18.

[35] "Hubble Finds Intergalactic Stars". Hubble News Desk. January 14, 1997. Erişim tarihi: 2006-11-06. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[36] "Astronomers count the stars". BBC News. July 22, 2003. Erişim tarihi: 2006-07-18. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[37] 3.99 × 10¹³ km / (3 × 10⁴ km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10⁵ yıl.

[38] J. Holmberg, C. Flynn (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (2): 209-216. Erişim tarihi: 2006-07-18.

[DarkMatter-39] "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic". CNN News. June 2, 2000. Erişim tarihi: 2006-07-21. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[40] J. C. Lombardi, Jr., J. S. Warren, F. A. Rasio, A. Sills, A. R. Warren (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal. 568: 939-953.

[41] Whitehouse, Dr. David (October 31, 2002). "'Oldest' star found in galaxy". BBC News. Erişim tarihi: 2006-08-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[42] "A "Genetic Study" of the Galaxy". ESO. September 12, 2006. Erişim tarihi: 2006-10-10.

[43] D. A. Fischer, J. Valenti (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102-1117.

[44] "Signatures Of The First Stars". ScienceDaily. April 17, 2005. Erişim tarihi: 2006-10-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[45] "The Biggest Star in the Sky". ESO. March 11, 1997. Erişim tarihi: 2006-07-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[46] Davis, Kate (December 1, 2000). "Variable Star of the Month — December, 2000: Alpha Orionis". AAVSO. Erişim tarihi: 2006-08-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[47] "Hipparcos: High Proper Motion Stars". ESA. September 10, 1999. Erişim tarihi: 2006-10-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[48] Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54.

[49] Nathan, Smith (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Astronomical Society of the Pacific. Erişim tarihi: 2006-08-13.

[50] "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy". NASA News. March 3, 2005. Erişim tarihi: 2006-08-04. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[51] "Ferreting Out The First Stars". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. September 22, 2005. Erişim tarihi: 2006-09-05. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[52] "Weighing the Smallest Stars". ESO. January 1, 2005. Erişim tarihi: 2006-08-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[53] Boss, Alan (April 3, 2001). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. Erişim tarihi: 2006-06-08. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[minimum-54] Shiga, David (August 17, 2006). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. Erişim tarihi: 2006-08-23. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[55] "Hubble glimpses faintest stars". BBC. August 18, 2006. Erişim tarihi: 2006-08-22. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[56] "Flattest Star Ever Seen". ESO. June 11, 2003. Erişim tarihi: 2006-10-03. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[57] Fitzpatrick, Richard (February 16, 2006). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. Erişim tarihi: 2006-10-04. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[58] Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 450-454.

[59] "A History of the Crab Nebula". ESO. May 30, 1996. Erişim tarihi: 2006-10-03. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[60] Roach, John (August 27, 2003). "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind". National Geographic News. Erişim tarihi: 2006-06-13. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[61] "The Colour of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. Erişim tarihi: 2006-08-13.

[62] "Astronomers Measure Mass of a Single Star — First Since the Sun". Hubble News Desk. July 15, 2004. Erişim tarihi: 2006-05-24. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[63] D. R. Garnett, H. A. Kobulnicky (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal. 532: 1192-1196.

[Michelson_Starspots-64] A. A. Michelson, F. G. Pease (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. Max Planck Society.

[65] A. Manduca, R. A. Bell, B. Gustafsson (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics. 61 (6): 809-813.

[66] P. F. Chugainov (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 520: 1-3.

[67] "Magnitude". National Solar Observatory — Sacramento Peak. Erişim tarihi: 2006-08-23.

[luminosity-68] "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. Erişim tarihi: 2006-08-13.

[69] Aaron Hoover (January 5, 2004). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. Erişim tarihi: 2006-06-08. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[70] "Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397". HubbleSite. August 17, 2006. Erişim tarihi: 2006-06-08. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[71] Smith, Gene (April 16, 1999). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. Erişim tarihi: 2006-10-12. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[spectrum-72] MacRobert, Alan M. "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. Erişim tarihi: 2006-07-19.

[73] "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. Erişim tarihi: 2006-07-19.

[variables-74] "Types of Variable Stars". AAVSO. Erişim tarihi: 2006-07-20.

[75] "Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. November 1, 2004. Erişim tarihi: 2006-06-08. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[Schwarzschild-76] Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5.

[77] "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. Erişim tarihi: 2006-07-11.

[imagine-78] "What is a Star?". NASA. September 1, 2006. Erişim tarihi: 2006-07-11. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[79] "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT" (Basın açıklaması). ESO. August 1, 2001. Erişim tarihi: 2006-07-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[sunshine-80] Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; sunshine isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)

[81] "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. February 16, 2005. Erişim tarihi: 2006-10-10. Tarih değerini gözden geçirin: |date= (yardım)

[synthesis-82] G. Wallerstein, I. Iben Jr., P. Parker, A.M. Boesgaard, G.M. Hale, A. E. Champagne, C.A. Barnes, F. KM-dppeler, V.V. Smith, R.D. Hoffman, F.X. Timmes, C. Sneden, R.N. Boyd, B.S. Meyer, D.L. Lambert (1999). "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress" (pdf). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995-1084. Erişim tarihi: 2006-08-04. 151. harf sırasında bulunan |author= parametresi line feed character içeriyor (yardım)

[83] S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015-1071.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]