Yıldız

Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

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, yeryüzünden bakıldığında Güneş’in ışığı altında kalmadıkları zaman yani geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan nükleer enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışınım (radyasyon) ile yayılmasıdır.

Gök bilimciler 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 elementlerden 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 enerjiyi, ışınım ve ısıyayım (konveksiyon) birleşimiyle çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve enerji, 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 elementler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak kırmızı dev hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmı yıldızlararası ortama salınarak, ağır elementlerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli yaratacak şekle dönüşür.[4]

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

Gözlem tarihçesi[değiştir | kaynağı değiştir]

İnsanlar eski zamanlardan beri yıldızların oluşturduğu desenlerden bir anlam çıkarmaya çalıştılar.[6] Resimde Aslan takımyıldızının 1690 yılında Johannes Hevelius tarafından çizilmiş bir tasviri yer almaktadır.[7]
Çıplak gözle görülebildiği haliyle Aslan takımyıldızı. Çizgiler sonradan eklenmiştir.

Tarih boyunca yıldızlar, medeniyetler için büyük bir anlam ifade etmiştir. Dini uygulamaların bir parçası olabildikleri gibi göksel seyir ve yön bulma amacıyla da kullanılmışlardır. Birçok eski gök bilimci, yıldızların Dünya'nın etrafını saran gök küreye kalıcı olarak sabitlendiğine ve değişmez olduklarına inanıyordu. Genel kanıya göre, gök bilimciler yıldızları takımyıldızlara ayırdılar ve onları gezegenlerin hareketlerini ve Güneş'in bu takımyıldızlar üzerindeki hareketini anlamak için kullandılar.[6] Güneş'in arka plan yıldızlarına (ve ufka) karşı hareketi, tarımsal uygulamaları düzenlemek için kullanılabilecek takvimler oluşturmak için kullanıldı.[8] Dünya'nın hemen hemen her yerinde kullanılan Miladi takvim, en yakın yıldız olan Güneş’e göre dönme ekseninin açısını temel alan bir güneş takvimidir.

Kesin olarak tarihlendirilen en eski yıldız haritası, M.Ö 1534'te Antik Mısır'lı astronomlar tarafından oluşturulmuştur.[9] Bilinen en eski yıldız katalogları ise, Kassite Dönemi'nde (M.Ö. 1531-1155) Mezopotamya'nın Babilli astronomları tarafından derlenmiştir.[10]

Yunan astronomisindeki ilk yıldız kataloğu M.Ö 300'lerde Aristillus tarafından Timocharis'in yardımlarıyla oluşturulmuştur.[11] Hipparkos'un (M.Ö. 2. yüzyıl) yıldız kataloğu ise 1020 yıldız içeriyordu ve Batlamyus kendi kataloğunu oluştururken buradan fazlasıyla yararlanmıştır.[12] Hipparkos tarihte kaydedilen ilk nova (yeni yıldız)'yı keşfetmesiyle tanınır.[13] Bugün kullanılan takımyıldız ve yıldız isimlerinin büyük bir kısmı Yunan astronomlar tarafından verilmiştir.

Göklerin göründüğü kadarıyla değişmediği düşünülse de, Çinli gök bilimciler yeni yıldızların keşfedilebileceğinin farkındaydılar. M.S 185'te, şimdilerde SN 185 olarak bilinen bir süpernova hakkında ilk gözlemi yapan ve hakkında yazanlar onlardı.[14] Bilinen en parlak süpernova ise 1006'da Mısırlı gök bilimci Ali bin Ridvan ve birkaç Çinli gök bilimci tarafından gözlemlenen SN 1006 adlı süpernova idi.[15] Yengeç Bulutsusu'nu doğuran SN 1054 adlı süpernova da, Çinli ve Müslüman gök bilimciler tarafından gözlemlenebilmiştir.[16][17][18]

Ortaçağ'ın Müslüman gök bilimcileri, günümüzde halen kullanılan birçok yıldıza Arapça isimler verdiler ve yıldızların pozisyonlarını hesaplayabilecek çok sayıda astronomik alet icat ettiler. Zij diye adlandırılan yıldız katalogları oluşturmak amacıyla ilk büyük gözlemevi araştırma enstitülerini kurdular.[19] Bunların arasında bir dizi yıldızı, yıldız kümesini (Omicron Velorum ve Brocchi'nin Kümeleri dahil) ve gökadaları (Andromeda Gökadası dahil) gözlemleyen İranlı gök bilimci Abdurrahman es-Sufî tarafından yazılan Sabit Yıldızlar Kitabı'dır (964).[20]

Josep Puig'e göre, Endülüslü astronom İbn Bacce, Samanyolu'nun neredeyse birbirine temas eden binlerce yıldızdan meydana geldiğini ve bunun nedeninin Dünya atmosferindeki kırılımdan kaynaklanıyor olabileceğini ileri sürdü, M.S 1106-1107 yıllarında yaşanan Mars-Jüpiter kavuşumunu da buna kanıt olarak gösterdi. Tycho Brahe gibi ilk Avrupalı gök bilimciler, gece gökyüzünde (daha sonra nova olarak adlandırılacak) yeni yıldızlar 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.[21] Bu düşünce daha önceden antik Yunan düşünürler Demokritos ve Epikuros [22] ve Fahreddin er-Râzî gibi ortaçağ Müslüman kozmologları[23] tarafından dile getirilmiştir.[24] Sonraki yüzyılda yıldızların uzak güneşler olduğu görüşü gök bilimciler 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.[25]

İtalyan gök bilimci Geminiano Montanari 1667 yılında Umacı yıldızının parlaklığındaki değişimleri gözlemleyerek kaydetti. Edmond Halley, yakınımızda bulunan bir çift "duran" yıldızın özdevinim hareketinin ilk ölçümlerini yayımlayarak, bu yıldızların antik Yunan gökbilimciler Batlamyus ve İparhos zamanından beri konumlarını değiştirdiğini kanıtlamıştır.[21]

Gökyüzündeki yıldızların dağılımını keşfetmeye karar veren ilk gök bilimci 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.[26] 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 tay fölçümünün 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.[27] Ancak günümüzde kullanılan yıldız sınıflandırması Annie J. Cannon tarafından 1900’lerde geliştirilmiştir.

Satürn'ün halkaları üstünde görünen Alfa Centauri A ve B

Bir yıldıza olan mesafenin ilk doğrudan ölçümü (11.4 ışık yılı uzaklıktaki 61 Cygni) 1838'de paralaks tekniği kullanılarak Friedrich Bessel tarafından yapıldı. Paralaks ölçümleri göklerdeki yıldızların geniş bir şekilde ayrıldığını gösterdi.[21] Çift yıldızların gözlemlenmesi 19. yüzyılda giderek artan bir önem kazanmıştır. 1834 yılında Friedrich Bessel, Sirius yıldızının özdevinim hareketindeki değişiklikleri gözlemleyerek görünmeyen bir eş yıldızın var olduğu sonucuna vardı. Edward Pickering 1899 yılında ilk olarak tayf üzerinde çift yıldızı bulduğunda, Mizar yıldızının 104 günlük periyotlarda ortaya çıkan tayf çizgilerindeki periyodik ayrılmayı gözlemliyordu. William Struve ve S. W. Burnham gibi gök bilimcilerin birçok çift yıldız sistemini gözlemlerinin detayları yörünge özelliklerinin hesaplanmasıyla yıldızların kütlelerinin belirlenmesine olanak sağlamıştır. Teleskop ile yapılan gözlemlerden çift yıldızların yörüngelerinin hesaplanması problemi ilk olarak Felix Savary tarafından 1827’de çözülmüştür.[28] 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 Albert A. Michelson, Mount Wilson Gözlemevi'ndeki Hooker teleskobunda girişimölçer kullanarak yıldız çapının ilk ölçümlerini yapmıştır.[29]

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. İlk olarak 1925 yılında Cecilia Payne-Gaposchkin yazdığı bir doktora tezinde yıldızların ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluştuğunu önermiştir.[30] Nicemler doğa bilimindeki (kuantum fiziği) gelişmelerle birlikte yıldız ışığının tayfları başarı ile açıklanabilmiştir. Bu sayede yıldızların atmosferlerinin kimyasal bileşimi de belirlenebilmiştir.[31]

NASA'nın kızılötesi ışınları algılayan Spitzer Uzay Teleskobu ile çekilmiş Samanyolu galaksisi fotoğrafında yüz binlerce yıldız görünüyor.

Süpernovalar hariç, tek yıldız sistemleri çoğunlukla Yerel Grupta [32] ve özellikle Samanyolu'nun görünür kısmında (galaksimiz için mevcut detaylı yıldız kataloglarında gösterildiği gibi) gözlemlenmiştir.[33] Ancak kimileri Dünya'dan yaklaşık 100 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan Başak Kümesi'nin M100 adlı galaksisinde de gözlemlenebilmiştir.[34] Yerel Üstkümede yıldız kümelerini görmek mümkündür ve mevcut teleskoplar prensipte Yerel Gruptaki zayıf ışığa sahip tek yıldız sistemlerini gözlemleyebilir [35] (bkz. Sefeidler). Ancak galaksilerin Yerel Üstkümesi dışında ne tek yıldız sistemleri ne de yıldız kümeleri gözlemlenebilmiştir. Bunun tek istisnası, bir milyar ışık yılı uzaklıkta yer alan ve yüz binlerce yıldız içeren büyük bir yıldız kümesinin zayıf bir görüntüsüdür [36] (daha önce gözlemlenen en uzak yıldız kümesinden çok daha fazla yıldıza sahiptir).

Şubat 2018'de, ilk kez gök bilimciler, reiyonizasyon döneminde (Büyük Patlama'dan yaklaşık 180 milyon yıl sonrasında) [37] ilk oluşan yıldız formlarından dolaylı olarak bir ışık tespit ettiler.

Nisan 2018'de, gök bilimciler Icarus (resmi adıyla MACS J1149 Lensed Star 1) adında en uzakta yer alan (Dünya'dan yaklaşık 9 milyar ışık yılı uzaklıkta) bir anakol yıldızı tespit etmiştir.[38][39]

Mayıs 2018'de, gök bilimciler, Atacama Large Millimeter Array ve Very Large Telescope adlı iki teleskobu kullanarak evren henüz 250 milyon yıl yaşındayken oluşmuş; 13,3 milyar ışık yılı uzaklıktaki bir galaksi keşfetti ve bu galaksi bu zamana kadar keşfedilen en uzak oksijene sahiptir.[40]

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.[41] 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.[41] (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").[42] Bazı özel şirketler yıldızlara isim sattıklarını iddia eder ancak bunlar ne bilim topluluğu tarafından tanınır ne de kullanılır.[42] Gök bilim ile ilgilenenler bu tip davranışları, yıldızların adlandırılma prosedürünü bilmeyen insanları hedef seçen bir tür dolandırıcılık olarak görür.[43]

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:  kg[44]
Güneş aydınlatma gücü:  watt[44]
Güneş yarıçapı: m[45]

Dev bir yıldızın yarıçapı ya da bir çift yıldız 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]

Düşük kütleli (sol döngü) ve yüksek kütleli (sağ döngü) yıldızların evrimi.

Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunluktaki (yine de Dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) madde bulutlarının içlerinde doğar. Moleküler bulutlar olarak bilinen bu bölgeler, çoğunlukla hidrojenden oluşmakla birlikte yaklaşık %23–28 helyum ve az miktarda daha ağır elementleri içerir. Orion Bulutsusu bu yıldız doğumhanelerine bir örnektir.[46] Çoğu yıldız düzinelerce ilâ yüz binlerce yıldızı içerebilen yıldız gruplarının içinde doğar.[47] Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar. Yıldız oluşumundan kaynaklanan bu tür etkiler nihayetinde bulutu bozabilir ve yeni yıldız oluşumunu engelleyebilir.

Tüm yıldızlar ömürlerinin büyük bir çoğunluğunu çekirdeklerindeki hidrojeni helyuma dönüştürdükleri anakol evresinde geçirirler. Bununla birlikte yıldızlar kütlelerinin büyüklüğüne göre gelişimlerinin çeşitli aşamalarında farklı yollar izlerler. Daha büyük yıldızların nihai kaderi, göreli olarak kendilerinden daha az kütleye sahip yıldızlardan farklıdır. Buna göre, gök bilimciler genellikle yıldızları kütlelerine göre gruplandırırlar:[48]

  • Kütleleri 0,5 M☉ altında olan çok düşük kütleli yıldızlar, sahip oldukları helyumu anakol evresinde iken tüm yıldız boyunca yayarlar. Bu nedenle, asla kabuk yanmasına maruz kalmazlar veya kırmızı deve dönüşmezler, onlar helyumu kaynaştıracak büyüklüğe sahip olmadıklarından bir helyum beyaz cücesine dönüşecek ve yavaşça hidrojenlerini tüketerek soğuyacaklardır. Ancak bu kütledeki yıldızların ömrü evrenin yaşından daha büyük olduğundan şu ana kadar herhangi bir helyum beyaz cücesi bulunmamaktadır.
  • Kütlesi 0.5 M ilâ 1.8–2.5 M olan düşük kütleli yıldızlar (Güneş buraya dahildir), çekirdeklerindeki hidrojen tükendiğinde kırmızı dev haline gelir ve çekirdeklerindeki helyum ani bir parlamayla yanmaya başlar; girdikleri asimptotik dev kol devresinde karbon-oksijen içerikli bir çekirdek geliştirirler; nihayetinde dış katmanlarını uzaya salarak gezegensel bir bulutsu oluştururlar ve geriye kalan çekirdekleri de artık bir beyaz cücedir.
  • Kütlesi 1.8–2.5 M ila 5–10 M olan Orta kütleli yıldızlar, düşük kütleli yıldızlara benzer evrimsel aşamalardan geçer, ancak kırmızı dev evresinde nispeten kısa bir süre sonra helyum parlama olmadan kaynaşmaya başlar ve dejenere karbon-oksijen çekirdeği oluşturmadan önce kırmızı dev evresinde uzun bir süre geçirir.
  • Dev yıldızlar genellikle minimum 7–10 M kütleye sahiptir (azami 5–6 M). Çekirdeğin içindeki hidrojeni tükettikten sonra bu yıldızlar üstdev haline gelir ve helyumdan daha ağır elementleri oluşturmaya başlar. Ömürlerinin sonuna geldiklerinde çekirdekleri çöker ve süpernova patlamasıyla son bulurlar.

Yıldız oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir yıldızın oluşumu, bir moleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir süpernovanın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki galaksinin çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütle çekimsel bir kararsızlık ile başlar.[49][50] Jeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütle çekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.[51]

Yoğun bir moleküler bulut içerisinde bir yıldızın doğuşunun bir ressam tarafından yapılan tasviri.

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 kütle çekimsel enerji ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur.[52] Bu anakol öncesi yıldızlar genelde bir ön gezegen diskiyle çevrelenmiştir. kütle çekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.

Yakındaki W40 yıldız doğumhanesinde yaklaşık 500 genç yıldızdan oluşan bir küme bulunmaktadır.

İki Güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da Herbig Ae/Be yıldızları denir. Bu yeni doğan yıldızlar dönme ekseni boyunca gaz jetleri yayar, bu da çöken yıldızın açısal momentumunu azaltabilir ve Herbig-Haro nesneleri olarak bilinen küçük bulutlar oluşabilir.[53] Bu jetler, yakındaki devasa yıldızlardan gelen radyasyon ile birlikte, yıldızın oluştuğu çevreleyen bulutun uzaklaştırılmasına yardımcı olabilir.[54]

Gelişmelerinin başlarında T Tauri yıldızları kabaca sıcaklarının aynı kalıp parlaklıklarının azaldığı Hayashi evresindedirler. Daha az kütleli T Tauri yıldızları anakol evresine kadar burada kalırken daha kütleli yıldızlar Henyey evresine geçerler.

Anakol evresi[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdekleri yakınında yüksek sıcaklık ve basınç altında gerçekleşen nükleer füzyonla hidrojeni helyuma çevirir. Anakolun başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve bu da çekirdekteki nükleer füzyonu arttırarak yıldızın daha parlak ve sıcak olmasına yol açar.[55] Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.[56]

Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen bu kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10−14 Güneş kütlesi kadar ya da diğer bir deyişle tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder.[57] Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10−7 ile 10−5 Güneş kütlesi arasında madde kaybeder. 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile hayatlarına başlayan yıldızlar anakolda kaldıkları süre boyunca toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilirler.[58][59]

Hertzsprung-Russell çizeneği örneği. (Güneş ortada yer almaktadır.)

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 ise büyük yıldızların aksine yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybederler ve kara cüceye dönüşürler. Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin var olması henüz beklenmemektedir.

Kütlenin yanı sıra helyumdan daha ağır elementlerin miktarı da yıldızların gelişiminde önemli rol oynar. Gök bilimde helyumdan ağır elementlerin tamamı "metal" olarak değerlendirilir ve bu elementlerin kimyasal derişimine metallik denir. Yıldızın metalliği, yakıtını yakacağı süreyi etkiler ve mıknatıssal alanların oluşumunu kontrol eder [60][61] ve yıldız rüzgârının gücünü değiştirir. Daha yaşlı öbek II yıldızlar oluştukları moleküler bulutların bileşimi nedeniyle daha genç olan öbek I yıldızlara göre önemli oranda az metalliğe sahiptirler. Bu bulutlar zaman geçip yaşlı yıldızlar öldükçe atmosferlerinin bir kısmından gelen metallerle zenginleşmiştir.

Anakol sonrası[değiştir | kaynağı değiştir]

Atacama Large Millimeter (ALMA) telekobu tarafından fotoğrafı çekilmiş bu turuncu cisim Betelgeuse yıldızıdır. ALMA bir yıldızın yüzeyini ilk kez gözlemledi ve bu ilk aynı zamanda Betelgeuse'un mevcut en yüksek çözünürlüklü görüntüsüdür.

En az 0.4 güneş kütlesine sahip yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde geriye kalan hidrojeni artık helyumdan ibaret çekirdeğinin dışındaki bir kabukta kaynaştırmaya başlar.[3] Kırmızı dev formunu aldıkça dış katmanları genişlemeye ve soğumaya başlar. Yaklaşık 5   milyar yıl sonra Güneş helyumu kaynaştırma aşamasına gelecek ve yarıçapı 1 astronomik birime ve mevcut boyutu da 250 katına çıkacak fakat mevcut kütlesinin %30'unu kaybedecektir.[56][62]

Hidrojen kabuğu yanması daha fazla helyumu ortaya çıkarttığından çekirdeğin kütlesi ve sıcaklığı artar. 2.25 güneş kütlesine sahip bir kırmızı devin helyum çekirdeği helyum füzyonundan önce dejenere olur. Son olarak, sıcaklık yeterince arttığında helyum füzyonu helyum parlaması adı verilen bir olayla aniden başlar ve yıldızın yarıçapı hızla küçülüp yüzey sıcaklığı artar ve yıldız HR diyagramının yatay dalına geçer. Daha büyük yıldızlarda helyum çekirdeğinin füzyonu çekirdek dejenere olmadan başlar ve yıldız, dış konvektif zarf çökmeden ve yıldız yatay dala geçmeden önce helyumu yavaşça yaktığı kırmızı kümede biraz zaman harcar.[5]

Yıldız çekirdeğindeki helyumu kaynaştırdığında açığa çıkan karbon, dışı helyum kabuğu ile örtülü çok daha sıcak bir çekirdeği meydana getirir. Yıldız asimptotik dev dal (ADD) adı verilen bir döneme girer fakat açıklanan diğer kırmızı devlere göre daha parlaktır. Daha büyük ADD yıldızları, çekirdek dejenere hale gelmeden önce kısa bir karbon füzyonu sürecine girebilir.

Büyük yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar önce mavi ve sonra da kırmızı bir üstdev olacak şekilde genişler. Özellikle büyük yıldızlar, güçlü konveksiyon akım ve yoğun kütle kaybı nedeniyle yüzeye ulaşan hidrojenden daha ağır elementlerin emisyon çizgilerinin hakim olduğu spektrumlarla karakterize olan bir Wolf-Rayet yıldızına dönüşebilir.

Helyum büyük bir yıldızın çekirdeğinde tükendiğinde, çekirdek kasılır ve sıcaklık ve basınç karbonu kaynaştıracak kadar yükselir (bkz. Karbon yakma işlemi). Bu süreç, oksijen (bkz. Oksijen yakma işlemi), neon (bkz. Neon yakma işlemi) ve silikon'un (silikon yakma işlemi) yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna kadar füzyon, çekirdekte tıpkı soğan kabukları gibi tabakalar oluşturarak devam eder. Her kabukta farklı bir element çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra diğer ağır elementler diye devam eder.[63]

Son aşamaya, yıldız demir üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir atomu çekirdeği diğer ağır elementlerin çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için demir ötesi elementlerden yeterli füzyon enerjisi açığa çıkmaz. Çok sınırlı bir ölçüde böyle bir süreç devam eder, ancak enerji tüketir. Benzer şekilde tüm hafif çekirdeklerden daha sıkı bağlandıkları için, bu enerji fisyonla serbest bırakılamaz.[64]

Çöküş[değiştir | kaynağı değiştir]

Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Eğer dış atmosferi 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.[65] 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, Dünya'dan 4 Temmuz 1054 tarihinde görülen bir süpernova patlamasının geriye kalan kırıntılardır.

Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam eder. 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 süpernova olarak patlar. Süpernovalar 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.[66]

Yıldızın maddesinin çoğu, süpernova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutlar oluşturur.[66] 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.[67] Bir nötron yıldızında madde, nötron yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de Kuark maddesi denen daha da egzotik bir yozlaşmış madde bulunur. Karadeliğin içindeki maddenin hâli henüz anlaşılamamıştır.

Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır elementleri de içerir. Bu ağır elementler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Süpernovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası ortamın şekillendirilmesinde önemli rol oynar.[66]

Çift yıldızlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Çift yıldız sistemlerinin anakol sonrası gelişimleri kendileriyle aynı kütledeki tek yıldızlardan önemli ölçüde farklı olabilir. İkili sistemdeki yıldızlar yeterince yakınsa, yıldızlardan biri kırmızı bir dev olmak için genişlediğinde, Roche lobunu taşar ise kendi kütlesinin bir kısmını diğer yıldıza aktarabilir. Roche lobu taştığında ise felaket değişkenleri ve tip Ia süpernovaları dahil olmak üzere çeşitli fenomenler ortaya çıkabilir.

Yaygınlık[değiştir | kaynağı değiştir]

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

Yıldızların çoğunluğunun kütle çekimi ile birbirine bağlı çoklu yıldız sistemlerinde çift yıldızları 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.[68]

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.[69] Genelde yıldızların sadece gökadalarda olduğuna inanılsa da gökadalararası yıldızlar da bulunmuştur.[70]

Gökbilimciler gözlemlenebilir evrende en azından 70 seksilyon (7×1022) yıldız olduğunu tahmin etmektedir.[71] 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.[72] Buna benzer uzaklıklar gökada tekerlerinde, Güneş’in çevresi de dahil olmak üzere tipik uzaklıklardır.[73] 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.[74] Bu tür çarpışmalar sonucunda mavi başıboşlar diye bilinen oluşumlar olur. Bunlar anakolda aynı parlaklığa sahip yıldızlardan daha yüksek yüzey sıcaklığına sahip anormal yıldızlardır.[75]

Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[76] (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.

Kütlelerine göre yıldızların her bir evrede geçirdikleri süre[77]
Kütle Anakol Altdev Kırmızı dev Çekirdekte Helyum yanması
1.0 7.41 2.63 1.45 0.95
1.5 1.72 0.41 0.18 0.26
2.0 0.67 0.11 0.04 0.10

Kimyasal bileşim[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızlar oluştuklarında yaklaşık kütlelerinin %71’i hidrojen, %27’i helyum[78], geri kalanı da metallerdir. Genel olarak metallerin oranı yıldız atmosferlerinde bulunan demir içeriğiyle belirlenir çünkü demir hem sık bulunan bir metaldir hem de soğurma çizgileri görece daha kolay ölçülür. Yıldızların oluştuğu moleküler bulutlar süpernova patlamalarıyla sürekli olarak metallerle zenginleştiğinden bir yıldızın kimyasal bileşimi yaşını belirlemek için kullanılır.[79] Metallerin oranı ayrıca yıldızın bir gezegen sisteminin olması olasılığının da bir göstergesi olabilir.[80] Daha ağır elementlerin varlığı, yıldızın bir gezegen sistemine sahip olma olasılığını arttırır.[81]

Bugüne kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip olan yıldız HE1327-2326 no.lu cücedir. Güneş’in demir içeriğinin 200.000'de birine sahiptir.[82] Bunun aksine demir zengini μ Leonis Güneş'in sahip olduğunun iki katı kadar demir içeriğine sahipken bir gezegene sahip olan 14 Herculis bunun üç katı kadarına sahiptir.[83] Spektrumlarında, belirli elementlerin (özellikle krom ve nadir toprak elementleri) olağan dışı bolluklarını gösteren kimyasal açıdan tuhaf olarak tanımlanabilecek yıldızlar da vardır. Güneş de dahil olmak üzere daha soğuk dış atmosfere sahip yıldızlar çeşitli iki ve çok atomlu moleküller oluşturabilir.[84]

Çap[değiştir | kaynağı değiştir]

Görünen renkleri ve göreceli boyutları ile bilindik yıldızlardan bazıları.

Dünya’ya olan büyük uzaklıkları nedeniyle Güneş dışındaki tüm yıldızlar, Dünya’nın atmosferinin 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 gün ışığı sağlayacak kadar Dünya’ya yakındır. Güneşten sonra en büyük görünen boyuttaki yıldız yalnızca 0,057 SOA’lık açısal çapı olan R Doradus yıldızıdır.[85]

Yıldızlar bir şehirden daha büyük olmayan nötron yıldızlarından Orion takımyıldızında bulunan ve Güneş’in 1.000 katı büyük olan yaklaşık 1,6 milyar kilometrelik çapı olan Betelgeuse gibi üstdevlere kadar sıralanırlar.[86][87] Ancak Betelgeuse’ün yoğunluğu Güneş'inkinden çok daha azdır.[88]

Devinim[değiştir | kaynağı değiştir]

Ülker, Boğa takımyıldızında yer alan bir açık yıldız kümesi. Bu yıldızlar uzayda ortak hareket etmektedir.[89]

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 özdevinimi teğetsel hızıdır. Bunun belirlenmesi için yılda mas (mili SOA) birimi kullanılarak çok hassas gökölçümleri yapılır. Bir yıldızın ıraklık açısını belirleyerek bir yıldızın özdevinimi hız birimlerine çevrilebilir. Yüksek özdevinimi olan yıldızlar Güneş’e görece daha yakın olan yıldızlardır ve ıraklık açısı ölçümü için oldukça iyi adaylardır.[90]

Dikeyhız yıldızın Güneş'e doğru ya da Güneş'ten 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.[91] Yakındaki yıldızların devinimlerinin karşılaştırılması sonucunda yıldız toplulukları da tanımlandı. Bunlar büyük bir olasılıkla oluşumlarının kaynağında aynı dev moleküler bulutları paylaşıyorlardı.

Manyetik alan[değiştir | kaynağı değiştir]

SU Aurigae yıldızının (T Tauri tipinde genç bir yıldız) yüzey manyetik alanı, Zeeman-Doppler görüntüleme tekniği ile yeniden yaratılmıştır.

Bir yıldızın manyetik alanı, konvektif dolaşımın meydana geldiği iç kısımlarda oluşur. İletken plazmanın bu hareketi, bir dinamo gibi işlev görür, buradaki elektrik yüklerinin hareketi, mekanik bir dinamo gibi manyetik alanları uyarır. Bu manyetik alanlar yıldız boyunca ve ötesinde geniş bir yelpazeye sahiptir. Manyetik alanın gücü yıldızın kütlesine ve bileşimine göre değişir ve yüzey manyetik aktivitesinin miktarı yıldızın dönüş hızına bağlıdır. Bu yüzey aktivitesi, manyetik alanın güçlü olduğu ve yüzey sıcaklığının normalden düşük olduğu yerlerde yıldız lekeleri oluşturur. Koronal döngüler, bir yıldızın yüzeyinden dış atmosferine yani koronasına kadar yükselen kemer şeklinde hareket eden manyetik alan akımı çizgileridir. Koronal döngüler, aldıkları yol boyunca sürükledikleri plazma nedeniyle görülebilir. Güneş püskürtüsü, aynı manyetik aktivite nedeniyle yayılan yüksek enerjili parçacıkların patlamasıdır.[92]

Hızlı dönen genç yıldızlar, manyetik alanları nedeniyle yüksek yüzey aktivitesine sahip olma eğilimindedir. Manyetik alan, yıldız rüzgarı üzerinde hareket edebilir ve zaman içinde dönme hızını yavaş yavaş düşürmek için bir fren işlevi görür. Bu nedenle, Güneş gibi yaşlı yıldızlar çok daha yavaş dönme hızına ve daha düşük bir yüzey aktivitesine sahiptir. Yavaşça dönen yıldızların aktivite seviyeleri döngüsel olarak değişme eğilimindedir ve belirli bir süre boyunca tamamen durabilirler.[93] Örneğin, 70 yıl süren Maunder Minimum dönemi boyunca hiç güneş lekesi oluşmamıştır.

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.[94] Yakın geçmişte yapılan Arches kümesindeki bir çalışma evrenin içinde bulunduğu dönem içinde 150 güneş kütlesinin üst sınır olduğunu önermektedir.[95] Bu sınırlamanın nedeni kesin olarak bilinmese de kısmen bir yıldızın atmosferinden 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 metal bulunmaması nedeniyle 300 güneş kütlesi ya da daha büyük olabilirler.[96] 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.[97] 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.[98][99] Ama metallik düşük olduğunda, sönük yıldızlar üzerine yapılan bir çalışma minimum yıldız boyutunun Güneş'in %8,3’ü yani Jüpiter’in kütlesinin yaklaşık 87 katı olduğunu göstermektedir.[99][100] 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 kütle çekimini belirler. Dev yıldızlar anakoldaki yıldızlardan daha düşük bir yüzey kütle çekimine sahip iken beyaz cüceler gibi yozlaşmış yoğun yıldızların yüzey kütle çekimi daha büyüktür. Yüzey kütle çekimi yıldız ışığının tayfını etkiler; daha yüksek kütle çekimi soğurma çizgilerini genişletir.[31]

Dönme[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızların dönme hızı tay fölçümü 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 yol açan 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.[101] Karşılaştırıldığında Güneş ancak her 25 – 35 günde bir döner ve ekvator dönme hızı 1.994 km/s’dir. Bir yıldız anakol üzerinde gelişimini sürdürürken, mıknatıssal alanı ve yıldız rüzgârı dönme hızını önemli miktarda azaltmaktadır.[102]

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.[103] Bunun yanı sıra bir pulsarın (atarca) dönme hızı oldukça yüksektir. Örneğin Yengeç bulutsusunun merkezindeki atarca saniyede 30 kere döner.[104] Atarcanın dönme hızı ışınım nedeniyle giderek yavaşlayacaktır.

Sıcaklık[değiştir | kaynağı değiştir]

Anakoldaki bir yıldızın yüzey sıcaklığı çekirdekteki enerji üretim hızı ve yıldızın yarıçapı ile belirlenir ve genellikle yıldızın renk ölçeğinden hesap edilir.[105] Sıcaklık normalde, yüzey alanı başına yıldız ile aynı parlaklığa sahip ideal bir kara cismin saçtığı enerji miktarına eş olan etkin sıcaklık değerinde verilir. Sıcaklık çekirdeğe doğru arttıkça, etkin sıcaklığın sadece yüzey hakkında bilgi verdiği de unutulmamalıdır.[106] Bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık birkaç milyon kelvine ulaşabilir.[107]

Yıldız sıcaklığı değişik elementlerin enerji kazanma ya da iyonlaşma hızını belirleyebileceğinden tayf üzerinde karakteristik soğurma çizgileri olarak belirirler. Bir yıldızın yüzey sıcaklığı, mutlak parlaklığı ve soğurma özellikleri ile yıldızın sınıflandırılmasında kullanılır. (aşağıdaki sınıflandırma bölümüne bakın).[31]

Anakolda yer alan büyük yıldızlar 50,000 K’e varan yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler. Güneş gibi daha küçük olan yıldızların yüzey sıcaklıkları birkaç bin K.'dir. Kırmızı devler 3,600 K gibi görece düşük bir yüzey sıcaklığına sahip olmalarına rağmen çok geniş dış yüzey alanları nedeniyle yüksek parlaklığa sahiptirler.[108]

Işınım[değiştir | kaynağı değiştir]

Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen enerji hem 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.[109]

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

Bir yıldızın görünür ışığının doruk titreşim sayısınca belirlenen (frekansı) rengi yıldızın fotosferini de içeren dış katmanlarına bağlıdır.[110] Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği elektromanyetik radyasyon türleri de yayar. Aslında yıldızların elektromanyetik radyasyonu elektromanyetik spektrumun en uzun dalga boyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalga boyu olan morötesi, X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsar. Yıldızların elektromanyetik radyasyonunun görünür ya da görünmez tüm bileşenleri özellikleri ayırt etmede önem taşır.

Yıldız tayfını kullanan gök bilimciler yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey kütle çekimini, metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler. Paralaks ölçümüyle yıldızın uzaklığı da biliniyorsa parlaklığı da belirlenebilir. Daha sonra yıldız modellemelerine bakılarak kütle, yarıçap, yüzey kütle çekimi ve dönme sıklığı (frekansı) tahmin edilebilir. Çift yıldız sistemlerindeki yıldızların kütlesi doğrudan ölçülebilir. kütle çekimsel mikromercekleme yöntemi de bir yıldızın kütlesini belirler.[111]) Bu değişkenleri kullanan gök bilimcileri yıldızın yaşını da tahmin edebilir.[112]

Parlaklık[değiştir | kaynağı değiştir]

Gök biliminde parlaklık, bir yıldızın birim zamanda yaydığı ışığın ya da diğer ışınım enerjisinin miktarıdır. Bir yıldızın parlaklığı yarıçapı ve yüzey sıcaklığı ile belirlenir. Çoğu yıldız yüzeyi boyunca her yerden eşit olarak ışıma yaymaz. Örneğin, kendi etrafında hızlıca dönen Vega yıldızının kutuplarında, ekvatorunda olduğundan daha fazla enerji akısı (birim alan başına güç) gerçekleşir.[113]

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 yıldız lekesi olan tekerlere sahiptir. Daha büyük dev yıldızlar daha büyük ve bariz yıldız lekelerine sahiptir [114] ve güçlü yıldız kenar kararması gösterirler. Bu yıldız tekerinin kenarlarına doğru parlaklığın azalmasıdır.[115] UV Ceti gibi kırmızı cüce parıltılı yıldızlarda oldukça belirgin yıldız lekesi oluşumları gösterebilirler.[116]

Kadir sınıfı[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir yıldızın görünür parlaklığı, kadir ile ölçülür. Bu kavram Dünya’dan uzaklığı, yıldızlararası toz ve gazın söndürücü etkisi ve atmosferden geçerken uğradığı değişime göre yıldızın parlaklığını belirler. Mutlak kadir yıldız ile Dünya arasındaki mesafe 10 parsek (32,6 ışık yılı) olsa kadir sınıfının ne olacağıdır ve doğrudan yıldızın parlaklığına bağlıdır.

Kadir sınıfına göre yıldız sayıları
Kadir
sınıfı (m)
Yıldız 
Sayısı[117]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

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 [118] 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 sayısı 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:

parlaklıktaki değişim

Hem parlaklığa hem de Dünya’dan uzaklığa bağlı olarak bir yıldızın mutlak kadir sınıfı (M) ile görünür kadir sınıfı (m) tam olarak birbirlerine eş değildir.;[118] örneğin parlak bir yıldız olan Sirius’un görünür kadir sınıfı −1,44’tür ancak mutlak kadir sınıfı yalnızca +1,41’dir.

Güneş’in görünür kadir sınıfı −26,7’dir ama mutlak 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 mutlak 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 itibarıyla 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.[119] 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 mum ışığının Dünya’dan görünüşü kadardır.[120]

Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Farklı Yıldız Sınıfları İçin
Yüzey Sıcaklığı Ölçekleri
[121]
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

Mevcut yıldız sınıflandırma sistemi, yıldızların hidrojen çizgi gücüne göre A'dan Q'ya kadar sınıflandırıldığı 20. yüzyılın başlarında ortaya çıktı.[122] Hidrojen çizgisi gücünün, sıcaklığa ait doğrusal bir fonksiyon olduğu düşünülmüştür. Ancak bu görünenden daha karmaşıktı: sıcaklık arttırıldığında 9000 K'e yaklaşıldı ve sıcaklığın daha da artmasıyla fonksiyon bozuldu. Sınıflandırmalar o zamandan beri yıldızların sıcaklığına göre yapılmakta ve şu an kullanılan sistem de buna dayanmaktadır.[123]

Yıldızlar, tayflarına göre, çok sıcak olan O sınıfı yıldızlardan, atmosferlerinde moleküllerin oluşabileceği kadar soğuk olan M sınıfı yıldızlara kadar tek harfli sisteme göre sınıflandırılır. Azalan yüzey sıcaklıklarına göre ana sınıflandırmalar şunlardır: 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. Ancak, O0 ve O1 sınıfları olmayabileceğinden, bu sistem aşırı yüksek sıcaklıklarda bozulur.[124]

Bunlara ek olarak yıldızlar, uzaysal boyutlarına karşılık gelen ve yüzey kütle çekimlerine göre belirlenen spektral çizgilerindeki "parlaklık etkilerine" göre de sınıflandırılabilir. Bu ölçekteki yıldızlar 0 sınıfından (üstündevler) III sınıfına (devler), V sınıfından (anakol cüceleri) kimi yazarlarca dahil edilen VII sınıfına (beyaz cüceler) kadar sıralanır. Anakol yıldızları, mutlak kadir sınıflarına ve tayf tiplerine göre sınıflandırıldıklarında dar bir bandın üzerinde yer alırlar.[124] Güneş orta sıcaklığa ve sıradan büyüklüğe sahip anakolda yer alan G2V tipi bir sarı cücedir.

Spektral tipin sonuna eklenen küçük harfler spektrumun kendine özgü özelliklerini belirtmek için kullanılır. Örneğin "e" harfi yayım çizgilerinin (emisyon çizgileri) varlığını belirtirken "m" harfi normal ötesi yüksek metal düzeyini belirtir. "var" ise tayf tipinde değişiklikler olduğunu belirtir.[124]

Beyaz cücelerin kendilerine özgü D harfi ile başlayan sınıflandırmaları vardır. Tayfta belirgin olan çizgilerin tipine göre DA, DB, DC, DO, DZ, ve DQ diye alt sınıflarına ayrılırlar. Bunları, sıcaklığı gösteren sayısal bir değer izler.[125]

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 rastgele 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.[126]

Patlayan değişen yıldızlar kütle fırlatma ya da püskürtme olayları nedeniyle parlaklıklarında ani yükselmeler gösteren yıldızlardır.[126] 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 süpernovalar bulunur. Yakınında beyaz cüce bulunan bazı çift yıldız sistemleri nova ve Tip 1a süpernova gibi olağanüstü yıldız patlamalarına neden olabilir.[5] Beyaz cüce eş yıldızından hidrojen alarak çekirdek kaynaşması olana kadar kütlesinin artmasıyla patlama oluşur.[127] Bazı novaların tekrar eden hatta sıralı orta ölçekte patlamaları olur.[126]

Çift yıldızlarda yıldız tutulması gibi dışsal nedenlerle de yıldızların parlaklığı değişebilir. Ayrıca dönen yıldızlarda oluşan aşırı yıldız lekeleri nedeniyle de parlaklık değişebilir.[126] Yıldız tutulmasına örnek verilebilecek olan çift yıldız sistemi Umacı'dır; parlaklığı düzenli olarak 2,87 gün içinde 2,3 ile 3,5 kadir sınıfı arasında değişir.

Yapı[değiştir | kaynağı değiştir]

Kararlı, anakol yıldızının içi kuvvetlerin birbirini sürekli karşıladığı sürekli bir denge hâlindedir. Birbirini dengeleyen kuvvetler içeri doğru yönelen kütle çekim kuvveti ve bunu karşılayan plazma gazının ısı enerjisidir. Bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi için tipik bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 107 K ya da daha yüksek olmalıdır. Bir anakol yıldızının hidrojen yakan çekirdeğinde ortaya çıkan sıcaklık ve basınç çekirdek kaynaşmasının oluşması ve yıldızın daha fazla çökmesini önleyecek kadar yeterli enerji üretir.[128]

Element çekirdekleri yıldızın çekirdeğinde kaynaştıkça gama ışınları şeklinde enerji yayarlar. Bu fotonların çevresini saran plazma ile etkileşime girerek çekirdeğe ısı enerjisi eklerler. Anakoldaki yıldızlar hidrojeni helyuma çevirerek yavaş ama düzenli artan bir oran da çekirdekteki helyumu artırırlar. Sonunda helyum oranı baskın hâle gelir ve çekirdekteki enerji üretimi durur. Bunun yerine 0,4 güneş kütlesinden büyük yıldızlarda yozlaşmış helyum çekirdeğin çevresinde yavaşça genişleyen kabukta çekirdek kaynaşması oluşur.[129]

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

Bu resim Güneş tipi bir yıldızın kesitini gösterir. NASA resmi

Işınım bölgesi yıldızın içinde enerji akışını 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 enerji akışının ortaya çıktığı yerlerde ortaya çıkar.[128]

Anakol 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.[130] 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz.[3] Yıldızların çoğunda yıldız yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri de değişir.[128]

Anakol yıldızının gözlemci tarafından görülebilen kısmına fotosfer denir. Bu katmanda yıldızın plazma gazı ışığın fotonlarına karşı saydamlaşır. Çekirdekte üretilen enerji fotosferden uzaya doğru yayılır. Yıldız lekeleri ya da ortalamadan düşük sıcaklığa sahip bölgelere fotosferde ortaya çıkar.

Işık yuvarın üzerinde yıldız atmosferi bulunur. Güneş gibi anakol yıldızlarında asmosferin en alt düzeyi içinde iğnelerin bulunduğu ve yıldız püskürtüleri başladığı ince kromosferdir. 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.[131] Bir tacın oluşumu yıldızın dış katmanlarında ısıyayımın oluşumuna bağlıdır.[130] 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]

Proton-proton zincirleme reaksiyonuna bakış
Karbon-azot-oksijen döngüsü.

Yıldız nükleosentezinin bir parçası olarak, yıldızın kütlesine ve bileşimine bağlı olarak yıldız çekirdeklerinde birkaç dizi farklı çekirdek tepkimesi yer alır. Kaynaşan atom 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 anakol yıldızlarının çekirdek sıcaklıkları küçük bir M-sınıfı yıldızda 4 milyon °K ‘den büyük bir O-sınıfı yıldızdaki 40 milyon °K’ya kadar değişkenlik gösterir.[132]

Güneşin 107 °K’lik sıcaklıktaki çekirdeğinde hidrojen proton-proton zincirleme reaksiyonu ile helyuma dönüşür.:[133]

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 izotoplarıdır. Bu tepkime sonucu salınan enerji milyonlarca elektronvolttur, yani oldukça küçük bir miktar enerjidir. Ancak devasa sayıda tepkimenin aynı anda oluşmasıyla yıldızın ışınım çıktısını sağlayacak kadar enerji üretilir. Buna karşılık, iki hidrojen gazı molekülünün bir oksijen gazı molekülü ile yanması sadece 5.7 eV salmaktadır.

Füzyon için gerekli yıldız kütlesi
Element Kütle
Hidrojen 0.01
Helyum 0.4
Karbon 5[134]
Neon 8

Daha büyük yıldızlarda karbonun katalist olduğu karbon-azot-oksijen çevrimi ile helyum üretilir.[133]

108 °K’lik çekirdek sıcaklıklarına sahip olan ve kütlesi 0,5 ile 10 güneş kütlesi arasında değişen daha gelişmiş yıldızlarda ara metal olarak berilyumu kullanan üçlü alfa süreci ile helyum karbona dönüştürülebilir:[133]

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
Büyük yıldızlarda ardışık füzyon işlemlerine genel bir bakış.
34He → 12C + γ + 7.2 MeV

Daha büyük yıldızlarda büzülen çekirdeklerde daha ağır elementlerde Neon yanma süreci ve Oksijen yanma süreci ile yakılabilir. Yıldız nükleosentezinin son aşaması kararlı demir-56 izotopunu üreten Silikon yanma sürecidir. Endotermik süreç haricinde artık çekirdek kaynaşması olamayacağından daha fazla enerji ancak kütle çekimsel çöküş ile üretilebilir.[133]

Aşağıdaki örnek 20 güneş kütlesine sahip bir yıldızın tüm yakıtını tüketmesi için gereken zamanı gösterir. O-sınıfı bir anakol yıldızı olarak 8 güneş yarıçapına ve Güneş’in parlaklığının 62.000 katına sahip olacaktır.[135]

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

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[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. 16 Haziran 2013 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ağustos 2006. 
  3. ^ a b c "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. 20 Ekim 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2006. 
  4. ^ "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. 10 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Haziran 2006. 
  5. ^ a b c Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. Cilt 76. ss. 55-114. 
  6. ^ a b Forbes, George (1909). History of Astronomy. London: Watts & Co. ISBN 978-1-153-62774-0. 
  7. ^ Hevelius, Johannis (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk. 
  8. ^ "Other ancient calendars". WebExhibits. 9 Şubat 2001 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Aralık 2006. 
  9. ^ von Spaeth (2000). "Dating the Oldest Egyptian Star Map". Centaurus. 42 (3). ss. 159–179. Erişim tarihi: 21 Ekim 2007. 
  10. ^ The Norton history of astronomy and cosmology. ISBN 978-0-393-03656-5. 
  11. ^ Murdin, P. (2000). "Aristillus (c. 200 BC)". Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:2000eaa..bookE3440.. doi:10.1888/0333750888/3440. ISBN 978-0-333-75088-9. 
  12. ^ Grasshoff, Gerd (1990). The history of Ptolemy's star catalogue. Springer. ss. 1–5. ISBN 978-0-387-97181-0. 
  13. ^ Pinotsis, Antonios D. "Astronomy in Ancient Rhodes". Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. 12 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Haziran 2009. 
  14. ^ Zhao (2006). "The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (5). ss. 635–640. 
  15. ^ "Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star". NAOA News. 5 Mart 2003. 2 Nisan 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Haziran 2006. 
  16. ^ "Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula". SEDS. University of Arizona. 30 Ağustos 2006. 17 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  17. ^ Duyvendak (Nisan 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318). ss. 91–94. 

    Mayall (Nisan 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318). ss. 95–104. 
  18. ^ Brecher (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". The Observatory. Cilt 103. ss. 106–113. 
  19. ^ Kennedy (1962). "Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili". Isis. 53 (2). ss. 237–239. 
  20. ^ Messier's Nebulae and Star Clusters. ISBN 978-0-521-37079-0. 
  21. ^ a b c "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. 17 Ağustos 2006. 19 Ocak 1998 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Ağustos 2006. 
  22. ^ "Exoplanets". ESO. 24 Temmuz 2006. 10 Ekim 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Haziran 2012. 
  23. ^ Ahmad (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization". Vistas in Astronomy. 39 (4). ss. 395–403 [402]. 
  24. ^ Setia (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey" (PDF). Islam & Science. 2 (2). 
  25. ^ Hoskin (1998). "The Value of Archives in Writing the History of Astronomy". Library and Information Services in Astronomy III. Cilt 153. s. 207. Erişim tarihi: 24 Ağustos 2006. 
  26. ^ Proctor (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Nature. 1 (13). ss. 331–333. 
  27. ^ "Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics". Fairfield University. 21 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ekim 2006. 
  28. ^ Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc. s. 66. ISBN 978-0-486-61102-0. 
  29. ^ Michelson (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal. 53 (5). ss. 249–259. 
  30. ^ "" Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP". University of California. 18 Mart 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Şubat 2013. 
  31. ^ a b c Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (5th bas.). New York: Springer. ss. 180–185, 215–216. ISBN 978-3-540-67877-9. 
  32. ^ Battinelli (2003). "Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31". The Astronomical Journal. 125 (3). ss. 1298–1308. 
  33. ^ "Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission". ESA. 8 Aralık 1997. Erişim tarihi: 5 Ağustos 2007. 
  34. ^ "Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet". Hubble Site. 26 Ekim 1994. 2 Ağustos 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ağustos 2007. 
  35. ^ "Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe". Hubble Site. 25 Mayıs 1999. Erişim tarihi: 2 Ağustos 2007. 
  36. ^ "UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away". UBC Public Affairs. 8 Ocak 2007. Erişim tarihi: 28 Haziran 2015. 
  37. ^ Gibney (28 Şubat 2018). "Astronomers detect light from the Universe's first stars – Surprises in signal from cosmic dawn also hint at presence of dark matter". Nature. Erişim tarihi: 28 Şubat 2018. 
  38. ^ Kelly, Patrick L. ve diğerleri. (2 Nisan 2018). "Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens". Nature. 2 (4). ss. 334–342. 
  39. ^ "Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen". Space.com. 2 Nisan 2018. 2 Nisan 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Nisan 2018. 
  40. ^ Hashimoto (Mayıs 2018). "The onset of star formation 250 million years after Big Bang" (PDF). Nature. 20 (7705). ss. 75–83. 
  41. ^ a b Coleman, Leslie S. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. 4 Şubat 2012 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2006. 
  42. ^ a b "The Naming of Stars". National Maritime Museum. 29 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2006. 
  43. ^ Adams, Cecil (1 Nisan 1998). "Can you pay $35 to get a star named after you?". The Straight Dope. 12 Mayıs 2008 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2006. 
  44. ^ 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. Cilt 583 (2 bas.). ss. 1024-1039. 
  45. ^ S. C. Tripathy, H. M. Antia (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics. Cilt 186 (1/2 bas.). ss. 1-11. 
  46. ^ Woodward (1978). "Theoretical models of star formation". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 16 (1). ss. 555–584. 
  47. ^ Lada (2003). "Embedded Clusters in Molecular Clouds". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1). ss. 57–115. 
  48. ^ The origin and evolution of planetary nebulae. ISBN 978-0-521-62313-1. 
  49. ^ Elmegreen (1977). "Sequential formation of subgroups in OB associations". Astrophysical Journal, Part 1. Cilt 214. ss. 725–741. 
  50. ^ Getman (2012). "The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4). ss. 2917–2943. 
  51. ^ The Origin of Stars. Imperial College Press. 2004. ss. 57–68. 
  52. ^ "Slow Contraction of Protostellar Cloud". Self-published. 23 Haziran 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Eylül 2006. 
  53. ^ The origin of stars. Imperial College Press. 2004. s. 176. 
  54. ^ Megeath (11 Mayıs 2010). "Herschel finds a hole in space". ESA. Erişim tarihi: 17 Mayıs 2010. 
  55. ^ Mengel (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. Cilt 40. ss. 733–791. 
  56. ^ a b Sackmann (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. Cilt 418. s. 457. 
  57. ^ Wood (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. 574 (1). ss. 412–425. 
  58. ^ de Loore (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2). ss. 251–259. 
  59. ^ "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. 18 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Kasım 2015. 
  60. ^ Pizzolato (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics. 373 (2). ss. 597–607. 
  61. ^ "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. 18 Haziran 2004. 22 Kasım 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Ağustos 2006. 
  62. ^ Schröder (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1). ss. 155–163.  See also Palmer (22 Şubat 2008). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. Erişim tarihi: 24 Mart 2008. 
  63. ^ "The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae". Penn Stats College of Science. 24 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ocak 2016. 
  64. ^ Sneden (8 Şubat 2001). "Astronomy: The age of the Universe". Nature. 409 (6821). ss. 673–675. 
  65. ^ Liebert, J. (1980). "White dwarf stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 18 (2). ss. 363–398. Bibcode:1980ARA&A..18..363L. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051. 
  66. ^ a b c "Introduction to Supernova Remnants". Goddard Space Flight Center. 6 Nisan 2006. 19 Ekim 2000 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Temmuz 2006. 
  67. ^ Fryer (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. 20 (10). ss. S73–S80. 
  68. ^ "Most Milky Way Stars Are Single" (Basın açıklaması). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 30 Ocak 2006. Erişim tarihi: 2003-07-16. 
  69. ^ "What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?". Royal Greenwich Observatory. 10 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2006. 
  70. ^ "Hubble Finds Intergalactic Stars". Hubble News Desk. 14 Ocak 1997. Erişim tarihi: 6 Kasım 2006. 
  71. ^ "Astronomers count the stars". BBC News. 22 Temmuz 2003. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2006. 
  72. ^ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 yıl.
  73. ^ J. Holmberg, C. Flynn (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 313 (2 bas.). ss. 209-216. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2006. 
  74. ^ "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic". CNN News. 2 Haziran 2000. Erişim tarihi: 21 Temmuz 2006. 
  75. ^ 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. Cilt 568. ss. 939-953. 
  76. ^ Whitehouse, Dr. David (31 Ekim 2002). "'Oldest' star found in galaxy". BBC News. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2006. 
  77. ^ Lopez, Bruno; ve diğerleri. (Temmuz 2005). "Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?". The Astrophysical Journal. 627 (2). ss. 974–985. arXiv:astro-ph/0503520 $2. Bibcode:2005ApJ...627..974L. doi:10.1086/430416.  See Table 1.
  78. ^ Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. s. 78. Bibcode:2007adc..book.....I. ISBN 978-0-470-01306-9. 
  79. ^ "A "Genetic Study" of the Galaxy". ESO. 12 Eylül 2006. 6 Temmuz 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2006. 
  80. ^ D. A. Fischer, J. Valenti (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal. Cilt 622 (2 bas.). ss. 1102-1117. 
  81. ^ Fischer, D.A.; Valenti, J. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102–1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383. 
  82. ^ "Signatures Of The First Stars". ScienceDaily. 17 Nisan 2005. 12 Haziran 2016 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2006. 
  83. ^ Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 367 (1): 253–265. Bibcode:2001A&A...367..253F. doi:10.1051/0004-6361:20000477. 
  84. ^ Jørgensen, Uffe G. (1997). "Cool Star Models". van Dishoeck, Ewine F. (Ed.). Molecules in Astrophysics: Probes and Processes. International Astronomical Union Symposia. Molecules in Astrophysics: Probes and Processes. 178. Springer Science & Business Media. s. 446. ISBN 978-0792345381. 
  85. ^ "The Biggest Star in the Sky". ESO. 11 Mart 1997. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2006. 
  86. ^ Dolan, Michelle M.; Mathews, Grant J.; Lam, Doan Duc; Lan, Nguyen Quynh; Herczeg, Gregory J.; Dearborn, David S. P. (2017). "Evolutionary Tracks for Betelgeuse". The Astrophysical Journal. 819 (1): 7. arXiv:1406.3143 $2. Bibcode:2016ApJ...819....7D. doi:10.3847/0004-637X/819/1/7. 
  87. ^ Graham M. Harper; ve diğerleri. (2008). "A New VLA-HIPPARCOS Distance to Betelgeuse and Its Implications". The Astronomical Journal. 135 (4): 1430–1440. Bibcode:2008AJ....135.1430H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1430. 
  88. ^ Davis, Kate (1 Aralık 2000). "Variable Star of the Month — December, 2000: Alpha Orionis". AAVSO. 15 Haziran 2010 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2006. 
  89. ^ Loktin, A. V. (Eylül 2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058. 
  90. ^ "Hipparcos: High Proper Motion Stars". ESA. 10 Eylül 1999. 24 Nisan 2005 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2006. 
  91. ^ Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Cilt 69 (406 bas.). s. 54. 
  92. ^ "X-rays from Stellar Coronas". The Astrophysics Spectator. 6 Haziran 2005. 25 Şubat 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Haziran 2007. 
  93. ^ Berdyugina (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. 2 (1). s. 8. Erişim tarihi: 21 Haziran 2007. 
  94. ^ Nathan, Smith (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Astronomical Society of the Pacific. 18 Haziran 2016 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2006. 
  95. ^ "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy". NASA News. 3 Mart 2005. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2006. 
  96. ^ "Ferreting Out The First Stars". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 22 Eylül 2005. Erişim tarihi: 5 Eylül 2006. 
  97. ^ "Weighing the Smallest Stars". ESO. 1 Ocak 2005. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2006. 
  98. ^ Boss, Alan (3 Nisan 2001). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. 14 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Haziran 2006. 
  99. ^ a b Shiga, David (17 Ağustos 2006). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2006. 
  100. ^ "Hubble glimpses faintest stars". BBC. 18 Ağustos 2006. Erişim tarihi: 22 Ağustos 2006. 
  101. ^ "Flattest Star Ever Seen". ESO. 11 Haziran 2003. Erişim tarihi: 3 Ekim 2006. 
  102. ^ Fitzpatrick, Richard (16 Şubat 2006). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. 8 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ekim 2006. 
  103. ^ Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 257 (3 bas.). ss. 450-454. 
  104. ^ "A History of the Crab Nebula". ESO. 30 Mayıs 1996. Erişim tarihi: 3 Ekim 2006. 
  105. ^ "Properties of Stars: Color and Temperature". Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. 20 Ağustos 2007. 26 Haziran 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ekim 2007. 
  106. ^ "Review of Heat Flow Inside Stars". Self-published. 15 Temmuz 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2007. 
  107. ^ "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. 16 Şubat 2005. 25 Şubat 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2006. 
  108. ^ Introductory Astronomy & Astrophysics. 4th (4th bas.). Saunders College Publishing. 1998. s. 321. ISBN 978-0-03-006228-5. 
  109. ^ Roach, John (27 Ağustos 2003). "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind". National Geographic News. Erişim tarihi: 13 Haziran 2006. 
  110. ^ "The Colour of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. 3 Aralık 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2006. 
  111. ^ "Astronomers Measure Mass of a Single Star — First Since the Sun". Hubble News Desk. 15 Temmuz 2004. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2006. 
  112. ^ D. R. Garnett, H. A. Kobulnicky (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal. Cilt 532. ss. 1192-1196. 
  113. ^ Staff (10 Ocak 2006). "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator". National Optical Astronomy Observatory. Erişim tarihi: 18 Kasım 2007. 
  114. ^ A. A. Michelson, F. G. Pease (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. Max Planck Society. 
  115. ^ A. Manduca, R. A. Bell, B. Gustafsson (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics. Cilt 61 (6 bas.). ss. 809-813. 
  116. ^ P. F. Chugainov (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars. Cilt 520. ss. 1-3. 
  117. ^ "Magnitude". National Solar Observatory — Sacramento Peak. 6 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Ağustos 2006. 
  118. ^ a b "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. 3 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2006. 
  119. ^ Aaron Hoover (5 Ocak 2004). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. 7 Ağustos 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Haziran 2006. 
  120. ^ "Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397". HubbleSite. 17 Ağustos 2006. 2 Eylül 2006 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Haziran 2006. 
  121. ^ Smith, Gene (16 Nisan 1999). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. 3 Nisan 2011 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Ekim 2006. 
  122. ^ Fowler (Şubat 1891). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Nature. 45 (1166): 427–428. 
  123. ^ The Classification of Stars. Cambridge University Press. 1990. ss. 31–48. ISBN 978-0-521-38996-9. 
  124. ^ a b c "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. 7 Ağustos 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2006. 
  125. ^ "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. 8 Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2006. 
  126. ^ a b c d "Types of Variable Stars". AAVSO. 23 Mayıs 2012 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Temmuz 2006. 
  127. ^ "Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. 1 Kasım 2004. 30 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Haziran 2006. 
  128. ^ a b c Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5. 
  129. ^ "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. 16 Haziran 2016 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2006. 
  130. ^ a b "What is a Star?". NASA. 1 Eylül 2006. 19 Kasım 2014 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2006. 
  131. ^ "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT" (Basın açıklaması). ESO. 1 Ağustos 2001. Erişim tarihi: 2006-07-10. 
  132. ^ "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. 16 Şubat 2005. 14 Haziran 2016 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2006. 
  133. ^ a b c d Wallerstein, G.; ve diğerleri. (1999). "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress" (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084. Bibcode:1997RvMP...69..995W. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. hdl:2152/61093. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2006. 
  134. ^ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03". Astronomy and Astrophysics Supplement. 141 (3). ss. 371–383. arXiv:astro-ph/9910164 $2. Bibcode:2000A&AS..141..371G. doi:10.1051/aas:2000126. 
  135. ^ S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics. Cilt 74 (4 bas.). ss. 1015-1071. 

Ek okuma[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]