Yıldız

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan,[1] yoğun ve karanlık uzayda ışık saçan gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresi. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır ve Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın kaynağı da olan Güneş'tir.[1]

Gün ışığı dâhil olmak üzere Dünya üzerindeki enerjinin çoğunun kaynağı Güneş'tir. Diğer yıldızlar, Güneş’in ışığı altında kalmadıkları zaman yani geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışınım (radyasyon) ile yayılmasıdır.

Gökbilimciler bir yıldızın tayfını, parlaklığını ve uzaydaki hareketini gözlemleyerek o yıldızın kütlesi, yaşı, kimyasal bileşimi ve bunun gibi birçok özelliğini belirleyebilirler. Bir yıldızın toplam kütlesi, yıldızın gelişiminin ve sonunun ana belirleyicisidir. Bir yıldızın gelişim süreci içinde bulunduğu aşamaya göre çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı belirlenir. Sıcaklık ve parlaklık durumuna göre işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı), yıldızların güncel yaşını ve gelişim, sürecindeki aşamasını belirlemek için kullanılır.

Yıldız gelişiminin ilk halkası, hidrojen, bir miktar helyum ve çok az miktarda 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 çekirdek kaynaşması tepkimesiyle helyuma çevrilir. Yıldızın geri kalan kısmı, açığa çıkan erkeyi, ışınım 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 ışınım yoluyla yayılır.[2]

Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş'in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldız[3] genişleyerek, daha ağır olan öğeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak kırmızı dev hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmı yıldızlararası ortama salınarak, ağır öğelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli yaratacak şekle dönüşür.[4]

İki ya da daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde birbirine kütleçekim gücüyle bağlanmış ve genellikle birbirinin çevresinde düzenli yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur. Birbirine çok yakın bir yörünge izleyen yıldızların kütleçekimgücü ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde önemli etkisi vardır.[5]

Gözlem Tarihçesi[değiştir | kaynağı değiştir]

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

Tycho Brahe gibi ilk gökbilimciler gece gökyüzündeki yeni yıldızları tanımlayıp gökyüzünün değişmez olduğunu önerdi. 1584 yılında Giordano Bruno diğer yıldızların aslında diğer güneşler olduğunu, onların yörüngesinde dönen başka gezegenler olabileceğini ve bir kısmının Dünya’ya benzeyebileceğini önerdi[6] Bu düşünce daha önceden antik Yunan düşünürler Demokritos ve Epikuros tarafından dile getirilmiştir.[7] 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 ve ilahiyatçı Richard Bentley öne sürülen düşüncelerden yararlanarak yıldızların her yönde eşit olarak dağıldığını önerdiler.[8]

İtalyan gökbilimci Geminiano Montanari 1667 yılında Umacı yıldızının parlaklığındaki değişimleri gözlemleyerek kaydetti. Edmond Halley, yakınımızda bulunan bir çift "duran" yıldızın özdevim hareketinin ilk ölçümlerini yayımlayarak, bu yıldızların antik Yunan gökbilimciler Batlamyus ve İparhos 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 birbirlerine olan engin uzaklıkları göstermiştir.[6]

Gökyüzündeki yıldızların dağılımını keşfetmeye 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.[9] William Herschel diğer başarılarının ötesinde, bazı yıldızların yalnızca aynı bakış doğrultusunda yer almalarının yanı sıra çift yıldız 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.[10] 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 hareketindeki 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 birçok 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.[11]

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 ışıkölçerin (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.[12]

Yirminci yüzyılın başlarında yıldızların fiziksel temeli üzerine önemli çalışmalar yapılmıştır. 1913 yılında geliştirilen Hertzsprung-Russell diyagramı, 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.[13]

Yıldızların adlandırılması[değiştir | kaynağı değiştir]

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

Takımyıldızların bazılarının ve Güneş’in kendi mitleri bulunur.[14] Bunların ölülerin ruhu ya da tanrılar oldukları düşünülürdü. Örneğin Umacı yıldızının Gorgon Medusa’nın gözünü temsil ettiğine inanılırdı.

Eski Yunan dininde, sonradan gezegen olarak tanımlanan bazı "yıldızlar" önemli tanrıları temsil ederdi. Gezegenlerin adı da bu tanrılardan gelir: Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn.[14] (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 belirtmesini oluşmuştur. Daha sonraları İngiliz gökbilimci John Flamsteed’in kullandığı rakamlardan oluşan sisteme de Flamsteed belirtmesi adı verilmiştir. Yıldız katalogları çıktıktan sonra da birçok ek belirtme sistemi hazırlanmıştır.

Yıldızları ve diğer gökcisimlerini adlandırma konusunda bilimsel toplulukta tek yetkili kurum Uluslararası Astronomi Birliği’dir ("International Astronomical Union - IAU").[15] Bazı özel şirketler yıldızlara isim sattıklarını iddia eder ancak bunlar ne bilim topluluğu tarafından tanınır ne de kullanılır.[15] Gökbilim ile ilgilenenler bu tip davranışları, yıldızların adlandırılma prosedürünü bilmeyen insanları hedef seçen bir tür dolandırıcılık olarak görür.[16]

Ölçüm birimleri[değiştir | kaynağı değiştir]

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

güneş kütlesi: M_\bigodot = 1,9891 \times 10^{30} kg[17]
güneş aydınlatma gücü: L_\bigodot = 3,827 \times 10^{26} watt[17]
güneş yarıçapı: R_\bigodot = 6,960 \times 10^{8} m[18]

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[değiştir | kaynağı değiştir]

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 miktarda daha ağır öğelerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur.[19] Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar.

Önyıldız oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

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.

Yoğun bir özdeciksel bulut içerisinde bir yıldızın doğuşunun bir ressam tarafından tasviri. NASA resmi
Hertzsprung-Russell çizeneği örneği.

Bulut çöktükçe, Bart damlacığı adı verilen ve yoğun toz ile 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 duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur.[20] Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. 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 fışkırtır ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşturur.[21]

Anakol[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların anakolda olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. Anakolun 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.[22] Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.[23]

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 [24] 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.[25] 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar anakolda kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.[26]

Bir yıldızın anakolda bulunacağı süreyi yakılacak yakıtın miktarı ve yanma hızı, başka bir deyişle başlangıçtaki kütlesi ve parlaklığı belirler. Güneş için bu sürenin yaklaşık 1010 yıl olduğu tahmin edilmektedir. Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa 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.[3] Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin varolması henüz 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.[27] ve yıldız rüzgârının gücünü değiştirir.[28] 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[değiştir | kaynağı değiştir]

En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar [3] 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.[29] Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.

Büyük yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı süper dev olur. Çekirdekteki bu yakıt da 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 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.[30]

Son aşamaya, 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 daha sıkı bağlandığından bölünüm (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz. 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[değiştir | kaynağı değiştir]

Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Eğer dış gazyuvarı döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukça küçük bir nesne (yaklaşık Dünya kadar) hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir.[31] Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki elektron yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir.

Yengeç Bulutsusu: yaklaşık olarak 1050 AD yılında ilk olarak gözlemlenen bir üstnovanın kalıntıları.

Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam edir. Çekirdeğin içindeki elektron proton yönlendirilince ve ters beta çözünmesi ya da elektron yakalanması ile patlayıp 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 süre içinde bulunduğu gökadanın tamamından daha parlaktır. Samanyolunda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir.[32]

Yıldızın maddesinin çoğu, üstnova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur.[32]) Geri kalan bir Nötron yıldızı hâline gelir (kendilerini bazen Pulsar ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise karadelik olur.[33] Bir ılıncık yıldızında madde, ılıncık (nötron) yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de QCD özdeği denen daha da ekzotik bir yozlaşmış özdek bulunur. Karadeliğin içindeki özdeğin 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 rol oynar.

Yaygınlık[değiştir | kaynağı değiştir]

Beyaz cüce yıldız Sirius B'nin Sirius A çevresindeki yörüngede dönüşünün bir ressam tarafından tasviri. NASA resmi

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.[34]

Daha geniş kümelere yıldız kümesi denir. Bunlar birkaç 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 gözlemlenebilir evrende 100 milyardan (1011) daha fazla gökada vardır.[35] Genelde yıldızların sadece gökadalarda olduğuna inanılsa da gökadalararası yıldızlar da bulunmuştur.[36]

Gökbilimciler gözlemlenebilir evrende en azından 70 sekstilyon (7×1022) yıldız olduğunu tahmin etmektedir.[37] 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.[38] Buna benzer uzaklıklar gökada tekerlerinde, Güneş’in çevresi de dahil olmak üzere tipik uzaklıklardır.[39] 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.[40] Bu tür çarpışmalar sonucunda mavi başıboşlar diye bilinen oluşumlar olur. Bunlar ana dizide aynı parlaklığa sahip yıldızlardan daha yüksek yüzey sıcaklığına sahip anormal yıldızlardır.[41]

Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş, Dünya’ya en yakın yıldızdır.

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

Yaş[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızların çoğu 1 milyar ile 10 milyar yıl arasında yaşa sahiptir. Bazı yıldızlar gözlemlenen evrenin yaşı olan 13,7 milyar yaşına yakındır.[42] (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[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[43] Ağır öğelerin oranı ayrıca yıldızın bir gezegen sisteminin olması olasılığının da bir göstergesi olabilir.[44]

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.[45]

Çap[değiştir | kaynağı değiştir]

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 girişimölçer içeren teleskoplar gerekir. Güneş de 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.[46]

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.[47]

Devinim[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[48]

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.[49] Yakındaki yıldızların devinimlerinin karşılaştırılması sonucunda yıldız toplulukları da tanımlandı. Bunlar büyük bir olasılıkla oluşumlarının kaynağında aynı dev özdeciksel bulutları paylaşıyorlardı.

Kütle[değiştir | kaynağı değiştir]

Eta Carinae, bilinen en büyük yıldızlardan biridir, kütlesi Güneş’in kütlesinin 100 – 150 katıdır ve birkaç milyon yıllık astronomik ölçekte çok kısa bir yaşam süresine sahiptir.

Bilinen en büyük yıldızlardan biri, Güneş’in kütlesinin 100 – 150 katı büyük olan ve birkaç milyon yıllık çok kısa bir yaşam süresine sahip olan Eta Carinae yıldızıdır.[50] Yakın geçmişte yapılan Arches kümesindeki bir çalışma evrenin içinde bulunduğu dönem içinde 150 güneş kütlesinin üst sınır olduğunu önermektedir.[51] Bu sınırlamanın nedeni kesin olarak bilinmese de kısmen bir yıldızın gazyuvarından gazları kaçırmadan geçebilecek olan en yüksek aydınlatma gücü miktarını belirleyen Eddington aydınlatma gücü nedeniyle olduğu düşünülmektedir.

Big Bang’ten hemen sonra oluşan yıldızlar, bileşimlerinde lityumdan daha ağır öğe bulunmaması nedeniyle 300 güneş kütlesi ya da daha büyük olabilirler.[52] 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.[53] Güneş’e benzer metallikte olan ve teorik olarak çekirdeğinde hâlâ çekirdek kaynaşması sürebilecek olan minimum kütle yaklaşık olarak Jüpiter’in 75 katı olarak tahmin edilmektedir.[54][55] 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][56] Bundan daha küçük boyutta olan yıldızlara kahverengi cüceler denir ve yıldızlar ile gaz devleri arasında çok iyi tanımlanamamış bölgede yer alırlar.

Yıldızın yarıçapı ve kütlesi yüzeydeki kütleçekimini belirler. Dev yıldızlar ana dizideki yıldızlardan daha düşük bir yüzey kütleçekimine sahip iken beyaz cüceler gibi yozlaşmış yoğun yıldızların yüzey kütleçekimi daha büyüktür. Yüzey kütleçekimi yıldızışığının tayfını etkiler; daha yüksek kütleçekimi soğurma çizgilerini genişletir.[13]

Dönme[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızların dönme hızı tayfölçümü ile yaklaşık olarak tahmin edilebilir ya da yıldız lekelerinin dönme hızının izlenmesiyle daha kesin olarak belirlenebilir. Genç yıldızlar ekvatorlarında 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.[57] Karşılaştırıldığında Güneş ancak her 25 – 35 günde bir döner ve ekvator dönme hızı 1.994 km/s’dir.Bir yıldız ana dizi üzerinde gelişimini sürdürürken, mıknatıssal alanı ve yıldız rüzgârı dönme hızını önemli miktarda azaltmaktadır.[58]

Yozlaşmış yıldızlar yoğun bir kütleye sıkıştıklarından yüksek bir dönme hızına sahiptirler. Ancak 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.[59] Bunun yanı sıra bir Pulsarın dönme hızı oldukça yüksektir. Örneğin Yengeç bulutsusunun merkezindeki atarca saniyede 30 kere döner.[60] Atarcanın dönme hızı ışınım nedeniyle giderek yavaşlayacaktır.

Sıcaklık[değiştir | kaynağı değiştir]

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 birkaç 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 iyonlaşmalaşma 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.[13]

Işınım[değiştir | kaynağı değiştir]

Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen erke hem elektromıknatıssal ışınım (elektromanyetik radyasyon) hem de parçacık ışınımı olarak uzaya yayılır. Yıldız tarafında yayılan parçacık ışınımı yıldız rüzgârı (yıldızın dış katmanlarından yayılan serbest 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.[61]

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

Bir yıldızın görünür ışığının doruk titreşim sayısınca belirlenen (frekansı) rengi yıldızın ışıkyuvarını da içeren (fotosfer) dış katmanlarına bağlıdır.[62] Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği elektromıknatıssal ışınım türleri de yayar. Aslında yıldızların elektromıknatıssal ışınımı elektromıknatıssal tayfın (elektromanyetik spektrum) en uzun dalgaboyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalgaboyu olan morötesi, X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsar. Yıldızların elektromıknatıssal ışınımının 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. Çift yıldız sistemlerindeki yıldızların kütlesi doğrudan ölçülebilir. Kütleçekimsel mikromercekleme yöntemi de bir yıldızın kütlesini belirler.[63]) Bu değişkenleri kullanan gökbilimcileri yıldızın yaşını da tahmin edebilir.[64]

Parlaklık[değiştir | kaynağı değiştir]

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

Yüzeyde görülen ve ortalamadan düşük sıcaklık ile parlaklığa sahip olan bölgelere yıldız lekesi 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 [65] ve güçlü yıldız kenar kararması gösterirler. Bu yıldız tekerinin kenarlarına doğru parlaklığın azalmasıdır.[66] UV Ceti gibi kırmızı cüce parıltılı yıldızlarda oldukça belirgin yıldızlekesi oluşumları gösterebilirler.[67]

Kadir sınıfı[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir yıldızın parlaklığı, görünürdeki parlaklık (ayrıca "kadir sınıfı") ile ölçülür. Bu kavram Dünya’dan uzaklığı ve atmosferden geçerken uğradığı değişime göre yıldızın parlaklığını belirler.

Kadir sınıfına göre yıldız sayıları
Kadir
sınıfı (m)
Yıldız 
Sayısı[68]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

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 Logaritma sayılarından oluşur. Kadir sınıfındaki bir sayı değişikliği yaklaşık olarak parlaklığın 2,5 katı (100’ün beşinci kökü yaklaşık olarak 2,512) artmasına eşdeğerdir [69] 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 (mb) daha sönük olan yıldızın kadir sınıfından (mf) 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.;[69] 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 mutlak kadir sınıfına sahip olan yıldız −14,2 ile LBV 1806-20 yıldızıdır. Bu yıldız Güneş’ten 38 milyon kat daha parlaktır.[70] 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.[71]

Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Farklı Yıldız Sınıfları İçin
Yüzey Sıcaklığı Ölçekleri
[72]
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 Epsilon Indi
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 cüceler 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.[73]

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.[73] 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.[73]

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.[74]

Değişen yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Salınımlı değişen bir yıldız olan Tansık’ın bakışımsız (asimetrik) görünümü. NASA Hubble Uzay Teleskopu görüntüsü

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. Sefe ve sefe benzeri yıldızlar ile , Tansık gibi uzun dönemli yıldızları içerir.[75]

Patlayan değişen yıldızlar kütle fırlatma ya da püskürtme olayları nedeniyle parlaklıklarında ani yükselmeler gösteren yıldızlardır.[75] 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.[5] Beyaz cüce eşyıldızından hidrojen alarak çekirdek kaynaşması olana kadar kütlesinin artmasıyla patlama oluşur.[76] Bazı novaların tekrar eden hatta sıralı orta ölçekte patlamaları olur.[75]

Çiftyıldızlarda yıldız tutulması gibi dışsal nedenlerle de yıldızların parlaklığı değişebilir. Ayrıca dönen yıldızlarda oluşan aşırı yıldızlekeleri nedeniyle de parlaklık değişebilir.[75] Yıldız tutulmasına örnek verilebilecek olan çiftyıldız sistemi Umacı'dır; parlaklığı düzenli olarak 2,87 gün içinde 2,3 ile 3,5 kadir sınıfı arasında değişir.

Yapı[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[77]

Öğecik çekirdekleri yıldızın çekirdeğinde kaynaştıkça gama 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 yozlaşmış helyum çekirdeğin çevresinde yavaşça genişleyen kabukta çekirdek kaynaşması oluşur.[78]

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.

Bu resim güneş tipi bir yıldızın kesitini gösterir. NASA resmi

Işınım bölgesi yıldızın içinde erke akısını sağlayacak kadar verimli bir ışınım 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.[77]

Ana dizi yıldızının dış katmanlarında ısıyayımı oluşması tayf tipine bağlıdır. Güneş’in birkaç katı kütlesi olan yıldızların içlerinde ısıyayımsal, dış katmanlarında da ışınım bölgeleri bulunur. Güneş gibi küçük yıldızlar da ise tam tersi ısıyayım dış katmanlarda yer alır.[79] 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz.[3] Yıldızların çoğunda yıldz yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri de değişir.[77]

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 püskürtüleri 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.[80] Bir tacın oluşumu yıldızın dış katmanlarında ısıyayımın oluşumuna bağlıdır.[79] Çok yüksek ısısına rağmen taç çok az ışık yayar. Güneş’in tacı yalnızca güneş tutulmasında görünür hâle gelir.

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

Çekirdek kaynaşması tepkime yolları[değiştir | kaynağı değiştir]

Önelcik-önelcik (proton-proton) zincirleme tepkisine bakış
Karbon-azot-oksijen döngüsü.

Yıldız çekirdek bireşiminin bir parçası olarak, yıldızın kütlesine ve bileşimine bağlı olarak yıldız çekirdeklerinde birkaç dizi farklı çekirdek tepkimesi yer alır. Kaynaşan öğecik çekirdeğinin net kütlesi tepkimeye giren kütlenin toplamından azdır. Kaybolan bu kütle E=mc² kütle-enerji bağıntısına göre enerjiye çevrilir.[2]

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+ + 2νe (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 + 2νe (26,7 MeV)

e+ bir Pozitron, γ gama ışını Foton , νe 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 ışınım çıktısını sağlayacak kadar erke üretilir.

Daha büyük yıldızlarda karbonun katalist olduğu karbon-azot-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 yanma 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
?
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[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b "star." Oxford Dictionary of English 2e, Oxford University Press, 2003.
  2. ^ a b Bahcall, John N. (29 Haziran 2000). "How the Sun Shines". Nobel Foundation. http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html. Erişim tarihi: 2006-08-30. 
  3. ^ a b c d Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html. Erişim tarihi: 2006-08-04. 
  4. ^ "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html. Erişim tarihi: 2006-06-08. 
  5. ^ a b Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55-114. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I. 
  6. ^ a b Drake, Stephen A. (17 Ağustos 2006). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html. Erişim tarihi: 2006-08-24. 
  7. ^ "Exoplanets". ESO. 24 Temmuz 2006. http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-226/. Erişim tarihi: 2006-10-11. 
  8. ^ Hoskin, Michael (1998). "The Value of Archives in Writing the History of Astronomy". Space Telescope Science Institute. http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html. Erişim tarihi: 2006-08-24. 
  9. ^ Proctor, Richard A. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Nature: 331-333. http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M. 
  10. ^ MacDonnell, Joseph. "Angelo Secchi, S.J. (1818 - 1878) the Father of Astrophysics". Fairfield University. http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm. Erişim tarihi: 2006-10-02. 
  11. ^ Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc.. 
  12. ^ A. A. Michelson, F. G. Pease (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal 53: 249-259. http://adsabs.harvard.edu/abs/1921ApJ....53..249M. 
  13. ^ a b c Albrecht Unsöld (1969). The New Cosmos. New York: Springer-Verlag. 
  14. ^ a b Coleman, Leslie S.. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. http://www.frostydrew.org/observatory/courses/myths/booklet.htm. Erişim tarihi: 2006-08-13. 
  15. ^ a b "The Naming of Stars". National Maritime Museum. http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309. Erişim tarihi: 2006-08-13. 
  16. ^ Adams, Cecil (1 Nisan 1998). "Can you pay $35 to get a star named after you?". The Straight Dope. http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html. Erişim tarihi: 2006-08-13. 
  17. ^ 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: 1024-1039. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S. 
  18. ^ S. C. Tripathy, H. M. Antia (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics 186: 1-11. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999SoPh..186....1T. 
  19. ^ P. R. Woodward (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics 16: 555-584. 
  20. ^ Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm. Erişim tarihi: 2006-09-05. 
  21. ^ 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. Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4-8, 1995. Space Telescope Science Institute. ss. 491. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2006. 
  22. ^ 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M. 
  23. ^ Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer (11 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...418..457S. 
  24. ^ 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. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/dergi/issues/ApJ/v574n1/55336/55336.text.html. 
  25. ^ 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: 251-259. http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D. 
  26. ^ "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727. Erişim tarihi: 2006-09-07. 
  27. ^ 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. http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html. 
  28. ^ "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. 18 Haziran 2004. http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html. Erişim tarihi: 2006-08-26. 
  29. ^ I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S. 
  30. ^ "What is a star?". Royal Greenwich Observatory. http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/. Erişim tarihi: 2006-09-07. 
  31. ^ J. Liebert (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics 18: 363-398. http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L. 
  32. ^ a b "Introduction to Supernova Remnants". Goddadr Space Flight Center. 6 Nisan 2006. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html. Erişim tarihi: 2006-07-16. 
  33. ^ C. L. Fryer (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity 20: S73-S80. http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309. 
  34. ^ "Most Milky Way Stars Are Single". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 30 Ocak 2006. http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html. Erişim tarihi: 2003-07-16. 
  35. ^ "What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?". Royal Greenwich Observatory. http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495. Erişim tarihi: 2006-07-18. 
  36. ^ "Hubble Finds Intergalactic Stars". Hubble News Desk. 14 Ocak 1997. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/. Erişim tarihi: 2006-11-06. 
  37. ^ "Astronomers count the stars". BBC News. 22 Temmuz 2003. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3085885.stm. Erişim tarihi: 2006-07-18. 
  38. ^ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 yıl.
  39. ^ J. Holmberg, C. Flynn (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 313: 209-216. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H. Erişim tarihi: 2006-07-18. 
  40. ^ "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic". CNN News. 2 Haziran 2000. http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/. Erişim tarihi: 2006-07-21. 
  41. ^ 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...568..939L. 
  42. ^ Whitehouse, Dr. David (31 Ekim 2002). "'Oldest' star found in galaxy". BBC News. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/2381935.stm. Erişim tarihi: 2006-08-13. 
  43. ^ "A "Genetic Study" of the Galaxy". ESO. September 12, 2006. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html. Erişim tarihi: 2006-10-10. 
  44. ^ D. A. Fischer, J. Valenti (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal 622: 1102-1117. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F. 
  45. ^ "Signatures Of The First Stars". ScienceDaily. 17 Nisan 2005. http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm. Erişim tarihi: 2006-10-10. 
  46. ^ "The Biggest Star in the Sky". ESO. 11 Mart 1997. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html. Erişim tarihi: 2006-07-10. 
  47. ^ Davis, Kate (1 Aralık 2000). "Variable Star of the Month — December, 2000: Alpha Orionis". AAVSO. http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml. Erişim tarihi: 2006-08-13. 
  48. ^ "Hipparcos: High Proper Motion Stars". ESA. 10 Eylül 1999. http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html. Erişim tarihi: 2006-10-10. 
  49. ^ Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69: 54. http://adsabs.harvard.edu/abs/1957PASP...69...54J. 
  50. ^ Nathan, Smith (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Astronomical Society of the Pacific. http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html. Erişim tarihi: 2006-08-13. 
  51. ^ "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy". NASA News. 3 Mart 2005. http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html. Erişim tarihi: 2006-08-04. 
  52. ^ "Ferreting Out The First Stars". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 22 Eylül 2005. http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0531.html. Erişim tarihi: 2006-09-05. 
  53. ^ "Weighing the Smallest Stars". ESO. 1 Ocak 2005. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-02-05.html. Erişim tarihi: 2006-08-13. 
  54. ^ Boss, Alan (3 Nisan 2001). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html. Erişim tarihi: 2006-06-08. 
  55. ^ a b Shiga, David (17 Ağustos 2006). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html. Erişim tarihi: 2006-08-23. 
  56. ^ "Hubble glimpses faintest stars". BBC. 18 Ağustos 2006. http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/5260008.stm. Erişim tarihi: 2006-08-22. 
  57. ^ "Flattest Star Ever Seen". ESO. 11 Haziran 2003. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html. Erişim tarihi: 2006-10-03. 
  58. ^ Fitzpatrick, Richard (16 Şubat 2006). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html. Erişim tarihi: 2006-10-04. 
  59. ^ Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 257: 450-454. http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.257..450V. 
  60. ^ "A History of the Crab Nebula". ESO. 30 Mayıs 1996. http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1996/22/astrofile/. Erişim tarihi: 2006-10-03. 
  61. ^ Roach, John (27 Ağustos 2003). "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind". National Geographic News. http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html. Erişim tarihi: 2006-06-13. 
  62. ^ "The Colour of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html. Erişim tarihi: 2006-08-13. 
  63. ^ "Astronomers Measure Mass of a Single Star — First Since the Sun". Hubble News Desk. 15 Temmuz 2004. http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/24/text/. Erişim tarihi: 2006-05-24. 
  64. ^ D. R. Garnett, H. A. Kobulnicky (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal 532: 1192-1196. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/dergi/issues/ApJ/v532n2/50245/50245.text.html?erFrom=8598845313603918123Guest. 
  65. ^ A. A. Michelson, F. G. Pease (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics (Max Planck Society). http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-8. 
  66. ^ A. Manduca, R. A. Bell, B. Gustafsson (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics 61: 809-813. http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M. 
  67. ^ P. F. Chugainov (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars 520: 1-3. http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M. 
  68. ^ "Magnitude". National Solar Observatory — Sacramento Peak. http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html. Erişim tarihi: 2006-08-23. 
  69. ^ a b "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html. Erişim tarihi: 2006-08-13. 
  70. ^ Aaron Hoover (5 Ocak 2004). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm. Erişim tarihi: 2006-06-08. 
  71. ^ "Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397". HubbleSite. 17 Ağustos 2006. http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/37/image/a. Erişim tarihi: 2006-06-08. 
  72. ^ Smith, Gene (16 Nisan 1999). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html. Erişim tarihi: 2006-10-12. 
  73. ^ a b c MacRobert, Alan M.. "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. http://skyandtelescope.com/printable/howto/basics/article_563.asp. Erişim tarihi: 2006-07-19. 
  74. ^ "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm. Erişim tarihi: 2006-07-19. 
  75. ^ a b c d "Types of Variable Stars". AAVSO. http://www.aavso.org/vstar/types.shtml. Erişim tarihi: 2006-07-20. 
  76. ^ "Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. 1 Kasım 2004. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html. Erişim tarihi: 2006-06-08. 
  77. ^ a b c Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5. 
  78. ^ "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html. Erişim tarihi: 2006-07-11. 
  79. ^ a b "What is a Star?". NASA. 1 Eylül 2006. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html. Erişim tarihi: 2006-07-11. 
  80. ^ "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT". ESO. 1 Ağustos 2001. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html. Erişim tarihi: 2006-07-10. 
  81. ^ "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. 16 Şubat 2005. http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html. Erişim tarihi: 2006-10-10. 
  82. ^ 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: 995-1084. http://www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf. Erişim tarihi: 2006-08-04. 
  83. ^ S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics 74: 1015-1071. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W. 

Okumak için[değiştir | kaynağı değiştir]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]