yıldız -Star

Yıldız, kendi kendine yerçekimi ile bir arada tutulan parlak bir plazma küresinden oluşan astronomik bir nesnedir . Dünya'ya en yakın yıldız Güneş'tir . _ Diğer birçok yıldız geceleri çıplak gözle görülebilir , ancak Dünya'dan olan muazzam mesafeleri onları sabit ışık noktaları olarak gösterir. En göze çarpan yıldızlar, takımyıldızlara ve asterizmlere göre sınıflandırılmıştır ve en parlak yıldızların çoğunun özel adları vardır . Gökbilimciler, bilinen yıldızları tanımlayan ve standartlaştırılmış yıldız tanımlamaları sağlayan yıldız katalogları oluşturdular . Gözlemlenebilir evren, tahmin edilen bir10 ²² ila10 ²⁴ yıldız. Bu yıldızlardan yalnızca yaklaşık 4.000 tanesi Samanyolu galaksisinde çıplak gözle görülebilir .

Bir yıldızın yaşamı, esas olarak hidrojen , helyum ve eser miktarda daha ağır elementlerden oluşan gazlı bir malzeme bulutsunun kütleçekimsel çöküşüyle ​​başlar . Toplam kütlesi, evrimini ve nihai kaderini belirleyen ana faktördür . Bir yıldız , çekirdeğindeki hidrojenin helyuma termonükleer füzyonu nedeniyle aktif ömrünün çoğu boyunca parlar . Bu süreç, yıldızın içini kateden ve dış uzaya yayılan enerjiyi serbest bırakır . Bir yıldızın ömrünün sonunda, çekirdeği bir yıldız kalıntısı haline gelir : bir beyaz cüce , bir nötron yıldızı veya -eğer yeterince büyükse- bir kara delik .

Yıldızlarda veya kalıntılarında yıldız nükleosentezi, lityumdan daha ağır , doğal olarak oluşan hemen hemen tüm kimyasal elementleri oluşturur . Yıldız kütle kaybı veya süpernova patlamaları, kimyasal olarak zenginleştirilmiş materyali yıldızlararası ortama geri döndürür . Bu elementler daha sonra yeni yıldızlara geri dönüştürülür. Gökbilimciler, bir yıldızın görünen parlaklığını , spektrumunu ve zaman içinde gökyüzündeki konumunda meydana gelen değişiklikleri gözlemleyerek, yıldızın özelliklerini (kütle, yaş, metaliklik (kimyasal bileşim), değişkenlik , mesafe ve uzaydaki hareket dahil) belirleyebilir .

Yıldızlar, gezegen sistemlerinde ve iki veya daha fazla yıldız içeren yıldız sistemlerinde olduğu gibi, diğer astronomik nesnelerle yörünge sistemleri oluşturabilirler . Bu tür iki yıldız nispeten yakın bir yörüngeye sahip olduğunda, kütleçekimsel etkileşimleri evrimlerini önemli ölçüde etkileyebilir. Yıldızlar, yıldız kümesi veya galaksi gibi yerçekimine bağlı çok daha büyük bir yapının parçasını oluşturabilir .

etimoloji

"Yıldız" kelimesi nihayetinde Proto-Hint-Avrupa kökü "h₂stḗr" aynı zamanda yıldız anlamına gelir, ancak h₂eh₁s- ("yakmak", aynı zamanda "kül" kelimesinin kaynağı) + -tēr (etkili son ek) olarak daha fazla analiz edilebilir. ). Latin stella, Yunan aster, Alman Stern'i karşılaştırın . Bazı akademisyenler, kelimenin Akkadca "istar" dan (venüs) alındığına inanıyor , ancak bazıları bu önermeden şüphe ediyor. Yıldız şu kelimelerle aynı kökenlidir (aynı kökü paylaşır): yıldız işareti , asteroit , astral , takımyıldız , Esther .

gözlem geçmişi

Tarihsel olarak, yıldızlar dünyadaki medeniyetler için önemli olmuştur . Bunlar, mevsimlerin geçişini işaretlemek ve takvimleri tanımlamak için göksel navigasyon ve yönlendirme için kullanılan dini uygulamaların bir parçası olmuştur .

İlk astronomlar, göksel küre üzerindeki konumu değişmeyen " sabit yıldızlar " ile sabit yıldızlara göre günler veya haftalar boyunca fark edilir şekilde hareket eden "gezgin yıldızlar" ( gezegenler ) arasında bir fark olduğunu kabul ettiler. Birçok eski astronom, yıldızların kalıcı olarak göksel bir küreye bağlı olduğuna ve değişmez olduklarına inanıyordu. Geleneksel olarak, astronomlar önde gelen yıldızları asterizmler ve takımyıldızlar halinde gruplandırdılar ve onları gezegenlerin hareketlerini ve Güneş'in tahmin edilen konumunu izlemek için kullandılar. Güneşin arka plandaki yıldızlara (ve ufka) karşı hareketi, tarımsal uygulamaları düzenlemek için kullanılabilecek takvimler oluşturmak için kullanıldı. Şu anda dünyanın hemen her yerinde kullanılan Gregoryen takvimi , Dünya'nın dönme ekseninin yerel yıldızı Güneş'e göre açısına dayanan bir güneş takvimidir.

Doğru olarak tarihlenen en eski yıldız haritası, MÖ 1534'teki eski Mısır astronomisinin sonucuydu . Bilinen en eski yıldız katalogları, MÖ 2. binyılın sonlarında, Kassit Dönemi'nde (yaklaşık MÖ 1531 – MÖ 1155) Mezopotamya'nın eski Babil astronomları tarafından derlenmiştir .

Yunan astronomisindeki ilk yıldız kataloğu, Timocharis'in yardımıyla yaklaşık MÖ 300'de Aristillus tarafından oluşturuldu . Hipparchus'un (MÖ 2. yüzyıl) yıldız kataloğu 1.020 yıldız içeriyordu ve Ptolemy'nin yıldız kataloğunu birleştirmek için kullanıldı . Hipparchus, kaydedilen ilk nova'yı (yeni yıldız) keşfetmesiyle tanınır . Günümüzde kullanılan takımyıldızların ve yıldız adlarının çoğu Yunan astronomisinden gelmektedir.

Gökyüzünün görünürdeki değişmezliğine rağmen, Çinli gökbilimciler yeni yıldızların görünebileceğinin farkındaydılar. MS 185'te, şimdi SN 185 olarak bilinen bir süpernovayı ilk gözlemleyen ve hakkında yazanlar onlardı . Kayıtlı tarihteki en parlak yıldız olayı , 1006'da gözlemlenen ve hakkında Mısırlı astronom Ali ibn Ridwan ve birkaç Çinli astronom tarafından yazılan SN 1006 süpernovasıydı. Yengeç Bulutsusu'nu doğuran SN 1054 süpernovası Çinli ve Müslüman astronomlar tarafından da gözlemlendi.

Ortaçağ İslam astronomları, bugün hala kullanılan birçok yıldıza Arapça isimler vermişler ve yıldızların konumlarını hesaplayabilen çok sayıda astronomik alet icat etmişlerdir. Esas olarak Zij yıldız katalogları üretmek amacıyla ilk büyük gözlemevi araştırma enstitülerini kurdular . Bunlar arasında, Sabit Yıldızlar Kitabı (964), bir dizi yıldızı, yıldız kümesini ( Omicron Velorum ve Brocchi Kümesi dahil ) ve galaksileri ( Andromeda Galaksisi dahil) gözlemleyen İranlı astronom Abd al-Rahman al-Sufi tarafından yazılmıştır. ). A. Zahoor'a göre, 11. yüzyılda İranlı bilge bilgin Abu Rayhan Biruni , Samanyolu galaksisini bulutsu yıldızların özelliklerine sahip çok sayıda parça olarak tanımladı ve 1019'da bir ay tutulması sırasında çeşitli yıldızların enlemlerini verdi.

Josep Puig'e göre Endülüslü astronom İbn Bajjah , Samanyolu'nun neredeyse birbirine değen birçok yıldızdan oluştuğunu ve ay altı malzemeden kırılmanın etkisiyle sürekli bir görüntü gibi göründüğünü öne sürdü . Kanıt olarak H. 500'de (MS 1106/1107) Jüpiter ve Mars. Tycho Brahe gibi erken dönem Avrupalı ​​astronomlar, gece gökyüzünde yeni yıldızlar belirlediler (daha sonra nova olarak adlandırıldı ), bu da göklerin değişmez olmadığını öne sürdü. 1584'te Giordano Bruno , yıldızların Güneş gibi olduğunu ve etraflarında yörüngede dönen başka gezegenlerin , hatta muhtemelen Dünya benzeri gezegenlerin olabileceğini öne sürdü ; Fakhr al-Din al-Razi gibi ortaçağ İslam kozmologları . Sonraki yüzyılda, yıldızların Güneş ile aynı olduğu fikri gökbilimciler arasında bir fikir birliğine varıyordu. Isaac Newton, bu yıldızların neden Güneş Sistemi üzerinde net bir yerçekimi kuvveti uygulamadıklarını açıklamak için, teolog Richard Bentley tarafından öne sürülen bir fikirle, yıldızların her yöne eşit olarak dağıldığını öne sürdü .

İtalyan astronom Geminiano Montanari, 1667'de Algol yıldızının parlaklığındaki değişimleri gözlemlediğini kaydetti. Edmond Halley, yakınlardaki bir çift "sabit" yıldızın kendi hareketleri ile ilgili ilk ölçümlerini yayınlayarak , onların antik Yunan zamanından beri konumlarını değiştirdiklerini gösterdi. gökbilimciler Ptolemy ve Hipparchus.

William Herschel, gökyüzündeki yıldızların dağılımını belirlemeye çalışan ilk astronomdu. 1780'lerde 600 yönde bir dizi gösterge kurdu ve her görüş hattında gözlemlenen yıldızları saydı. Bundan, yıldızların sayısının gökyüzünün bir tarafına, Samanyolu çekirdeği yönünde sürekli arttığı sonucuna vardı . Oğlu John Herschel bu çalışmayı güney yarımkürede tekrarladı ve aynı yönde karşılık gelen bir artış buldu. William Herschel, diğer başarılarına ek olarak, bazı yıldızların yalnızca aynı görüş hattında yer almadıklarını, ikili yıldız sistemlerini oluşturan fiziksel yoldaşlar olduklarını keşfetmesiyle de tanınır.

Yıldız spektroskopisi biliminin öncülüğünü Joseph von Fraunhofer ve Angelo Secchi yaptı . Sirius gibi yıldızların tayflarını Güneş ile karşılaştırarak , absorpsiyon çizgilerinin gücünde ve sayısında farklılıklar buldular - atmosferin belirli frekansları emmesinden kaynaklanan yıldız tayflarındaki koyu çizgiler. 1865'te Secchi, yıldızları spektral tiplere göre sınıflandırmaya başladı . Yıldız sınıflandırma şemasının modern versiyonu, 1900'lerin başında Annie J. Cannon tarafından geliştirildi.

Bir yıldıza olan mesafenin ilk doğrudan ölçümü ( 11.4 ışıkyılında 61 Kuğu ), 1838'de Friedrich Bessel tarafından paralaks tekniği kullanılarak yapıldı . Paralaks ölçümleri, göklerdeki yıldızların geniş bir şekilde ayrıldığını gösterdi. Çift yıldızların gözlemlenmesi 19. yüzyılda artan bir önem kazandı. 1834'te Friedrich Bessel, Sirius yıldızının kendi hareketindeki değişiklikleri gözlemledi ve gizli bir yol arkadaşı olduğu sonucuna vardı. Edward Pickering, 1899'da Mizar yıldızının spektral çizgilerinin 104 günlük bir süre içinde periyodik olarak ayrılmasını gözlemlediğinde ilk spektroskopik ikiliyi keşfetti. Birçok ikili yıldız sisteminin ayrıntılı gözlemleri , Friedrich Georg Wilhelm von Struve ve SW Burnham gibi astronomlar tarafından toplanarak , yıldızların kütlelerinin yörünge elemanlarının hesaplanmasından belirlenmesine olanak sağladı . Teleskop gözlemlerinden ikili yıldızların yörüngesini türetme problemine ilk çözüm, 1827'de Felix Savary tarafından yapıldı.

Yirminci yüzyıl, yıldızların bilimsel çalışmasında giderek artan hızlı ilerlemeler gördü. Fotoğraf değerli bir astronomik araç haline geldi . Karl Schwarzschild, bir yıldızın renginin ve dolayısıyla sıcaklığının, görsel büyüklük ile fotoğrafik büyüklük karşılaştırılarak belirlenebileceğini keşfetti . Fotoelektrik fotometrenin geliştirilmesi, çoklu dalga boyu aralıklarında kesin büyüklük ölçümlerine izin verdi. 1921'de Albert A. Michelson, Mount Wilson Gözlemevi'ndeki Hooker teleskopunda bir interferometre kullanarak yıldız çapının ilk ölçümlerini yaptı .

Yıldızların fiziksel yapısı üzerine önemli teorik çalışmalar, yirminci yüzyılın ilk on yıllarında gerçekleşti. 1913'te Hertzsprung-Russell diyagramı geliştirildi ve yıldızların astrofiziksel çalışmasına yön verdi. Yıldızların içini ve yıldızların evrimini açıklamak için başarılı modeller geliştirildi. Cecilia Payne-Gaposchkin, yıldızların öncelikle hidrojen ve helyumdan oluştuğunu ilk kez 1925 yılındaki doktora tezinde öne sürdü. Yıldızların tayfları, kuantum fiziğindeki ilerlemelerle daha iyi anlaşıldı . Bu, yıldız atmosferinin kimyasal bileşiminin belirlenmesine izin verdi.

Süpernovalar ve süpernova sahtekarları gibi nadir olaylar dışında , bireysel yıldızlar öncelikle Yerel Grup'ta ve özellikle Samanyolu'nun görünür kısmında gözlemlenmiştir (Samanyolu galaksisi için mevcut olan ayrıntılı yıldız kataloglarının gösterdiği gibi) ve uyduları. Başak Kümesi'nin M87 ve M100 gökadalarında Sefeid değişkenleri gibi bireysel yıldızların yanı sıra diğer bazı nispeten yakın gökadalarda parlak yıldızlar gözlemlenmiştir . Kütleçekimsel merceklemenin yardımıyla , 9 milyar ışıkyılı uzaklıkta tek bir yıldız ( Icarus adlı ) gözlemlendi.

atamalar

Babil döneminde bir takımyıldız kavramının var olduğu biliniyordu . Eski gökyüzü gözlemcileri, yıldızların göze çarpan düzenlemelerinin kalıplar oluşturduğunu hayal ettiler ve bunları doğanın belirli yönleriyle veya mitleriyle ilişkilendirdiler. Bu oluşumlardan on ikisi ekliptiğin kuşağı boyunca uzanır ve bunlar astrolojinin temelini oluşturur . Daha önde gelen bireysel yıldızların çoğuna, özellikle Arapça veya Latince adlandırmalarla isimler verildi .

Bazı takımyıldızların ve Güneş'in yanı sıra, yıldızların da kendi mitleri vardır . Eski Yunanlılar için gezegenler (Yunanca πλανήτης (planētēs), "gezgin" anlamına gelir) olarak bilinen bazı "yıldızlar", Merkür , Venüs , Mars , Jüpiter ve Satürn gezegenlerinin adlarının alındığı çeşitli önemli tanrıları temsil ediyordu . ( Uranüs ve Neptün , Yunan ve Roma tanrılarıydı , ancak Antik Çağ'da düşük parlaklıkları nedeniyle gezegenlerin hiçbiri bilinmiyordu. İsimleri daha sonraki astronomlar tarafından verildi.)

1600 dolaylarında, takımyıldızların adları, gökyüzünün karşılık gelen bölgelerindeki yıldızları adlandırmak için kullanıldı. Alman astronom Johann Bayer bir dizi yıldız haritası oluşturdu ve her takımyıldızdaki yıldızlara isim olarak Yunan harflerini uyguladı. Daha sonra yıldızın sağ yükselişine dayalı bir numaralandırma sistemi icat edildi ve John Flamsteed'in "Historia coelestis Britannica" (1712 baskısı) adlı kitabında yıldız kataloğuna eklendi ve bu numaralandırma sistemi Flamsteed ataması veya Flamsteed numaralandırması olarak adlandırıldı .

Gök cisimlerini adlandırma konusunda uluslararası kabul görmüş otorite Uluslararası Astronomi Birliği'dir (IAU). Uluslararası Astronomi Birliği, yıldızlar için özel adları kataloglayan ve standartlaştıran Yıldız Adları Çalışma Grubunu (WGSN) sürdürür. Bir dizi özel şirket, IAU, profesyonel astronomlar veya amatör astronomi topluluğu tarafından tanınmayan yıldızların isimlerini satmaktadır. İngiliz Kütüphanesi bunu düzenlemeye tabi olmayan bir ticari girişim olarak adlandırıyor ve New York Şehri Tüketici ve İşçi Koruma Departmanı, bu tür bir yıldız adlandırma şirketine karşı aldatıcı bir ticaret uygulamasına girdiği için bir ihlal yayınladı.

Ölçü birimleri

Yıldız parametreleri SI birimlerinde veya Gauss birimlerinde ifade edilebilse de , genellikle kütle , parlaklık ve yarıçapları Güneş'in özelliklerine bağlı olarak güneş birimlerinde ifade etmek en uygunudur. 2015 yılında IAU, yıldız parametrelerini alıntılamak için kullanılabilecek bir dizi nominal güneş değerleri (belirsizlikler olmadan SI sabitleri olarak tanımlanır) tanımladı:

nominal güneş parlaklığı	L ☉ =3,828 × 10 26  W
nominal güneş yarıçapı	R ☉ =6,957 × 10 8  m

Güneş kütlesi M _☉, büyük bağıl belirsizlik nedeniyle IAU tarafından açıkça tanımlanmadı (Newton yerçekimi sabiti G'nin 10 ⁻⁴ ) değeri. Newton yerçekimi sabiti ile güneş kütlesinin birlikte (G M _☉ ) çarpımı çok daha yüksek bir hassasiyetle belirlendiğinden, IAU nominal güneş kütlesi parametresini şu şekilde tanımladı:

nominal güneş kütlesi parametresi:

GM ☉ = _1,327 1244 × 10 20  m3 / s 2

Nominal güneş kütlesi parametresi, güneş kütlesini yaklaşık olarak elde etmek için Newton yerçekimi sabiti G'nin en son (2014) CODATA tahmini ile birleştirilebilir.1,9885 × 10 ^30kg .  _ Parlaklık, yarıçap, kütle parametresi ve kütle için kesin değerler, gözlemsel belirsizlikler nedeniyle gelecekte biraz değişiklik gösterse de, 2015 IAU nominal sabitleri, yıldız parametrelerini alıntılamak için yararlı ölçümler olmaya devam ettikleri için aynı SI değerleri olarak kalacaktır.

Dev bir yıldızın yarıçapı veya bir ikili yıldız sisteminin yarı ana ekseni gibi büyük uzunluklar genellikle astronomik birim cinsinden ifade edilir ; yaklaşık olarak Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafeye eşittir (150 milyon km veya yaklaşık 93 milyon mil). 2012 yılında, IAU astronomik sabiti metre cinsinden tam bir uzunluk olarak tanımladı: 149.597.870.700 m.

Oluşum ve evrim

Yıldızlar, madde yoğunluğunun daha yüksek olduğu uzay bölgelerinde yoğunlaşırlar , ancak bu bölgeler bir vakum odasından daha az yoğundur . Moleküler bulutlar olarak bilinen bu bölgeler, yaklaşık yüzde 23 ila 28 helyum ve yüzde birkaç daha ağır element ile çoğunlukla hidrojenden oluşur. Böyle bir yıldız oluşturan bölgenin bir örneği, Avcı Bulutsusu'dur . Çoğu yıldız, onlarca ila yüzbinlerce yıldızdan oluşan gruplar halinde oluşur. Bu gruplardaki büyük yıldızlar , hidrojeni iyonlaştırarak ve H II bölgeleri oluşturarak bu bulutları güçlü bir şekilde aydınlatabilir . Yıldız oluşumundan kaynaklanan bu tür geri bildirim etkileri, nihayetinde bulutu bozabilir ve daha fazla yıldız oluşumunu engelleyebilir.

Tüm yıldızlar, varlıklarının çoğunu , esasen çekirdeklerinde hidrojenin helyuma dönüşmesiyle beslenen ana dizi yıldızları olarak geçirirler. Bununla birlikte, farklı kütlelere sahip yıldızlar, gelişimlerinin çeşitli aşamalarında önemli ölçüde farklı özelliklere sahiptir. Daha büyük kütleli yıldızların nihai kaderi, parlaklıkları ve çevreleri üzerindeki etkileri gibi, daha az kütleli yıldızlarınkinden farklıdır. Buna göre, gökbilimciler genellikle yıldızları kütlelerine göre gruplandırırlar:

• Kütleleri 0,5 M _☉'nin altında olan  çok düşük kütleli yıldızlar tamamen konvektiftir ve helyumu ana dizideyken tüm yıldıza eşit olarak dağıtır. Bu nedenle, asla kabuk yakmazlar ve asla kırmızı dev olmazlar . Hidrojenlerini tükettikten sonra helyum beyaz cücelerine dönüşürler ve yavaş yavaş soğurlar. 0,5 milyon _☉ yıldızın ömrü  evrenin yaşından daha uzun olduğu için , böyle bir yıldız henüz beyaz cüce aşamasına gelmemiştir.
• Kütleleri bileşime bağlı olarak 0,5 M _☉ ile ~2,25  M _{☉ arasında olan} düşük kütleli yıldızlar (Güneş dahil),  çekirdek hidrojenleri tükendiğinde kırmızı devlere dönüşürler ve bir helyum parlamasında çekirdekteki helyumu yakmaya başlarlar ; daha sonra asimptotik dev dalda dejenere bir karbon-oksijen çekirdeği geliştirirler ; sonunda gezegenimsi bir bulutsu olarak dış kabuklarını patlatırlar ve arkalarında beyaz bir cüce şeklinde çekirdeklerini bırakırlar.
• ~2,25  M _☉ ile ~8  M _{☉ arasındaki} orta kütleli yıldızlar , düşük kütleli yıldızlara benzer evrim aşamalarından geçerler, ancak kırmızı-dev dalında nispeten kısa bir süre sonra parlamadan helyumu tutuştururlar ve uzun bir süreyi yıldızların içinde geçirirler. dejenere bir karbon-oksijen çekirdeği oluşturmadan önce kırmızı küme .
• Masif yıldızların genellikle minimum kütlesi ~8  M _☉'dir . Çekirdekteki hidrojeni tükettikten sonra bu yıldızlar süperdevler haline gelir ve helyumdan daha ağır elementleri kaynaştırmaya devam eder . Çekirdekleri çöktüğünde yaşamlarına son verirler ve süpernova olarak patlarlar.

yıldız oluşumu

Bir yıldızın oluşumu, daha yüksek yoğunluklu bölgelerin neden olduğu bir moleküler bulut içindeki kütleçekimsel dengesizlikle başlar - genellikle bulutların büyük yıldızlardan gelen radyasyon tarafından sıkıştırılması, yıldızlararası ortamda genişleyen kabarcıklar, farklı moleküler bulutların çarpışması veya çarpışma ile tetiklenir . (bir yıldız patlaması galaksisinde olduğu gibi ). Bir bölge, Jeans kararsızlığı kriterlerini karşılamak için yeterli bir madde yoğunluğuna ulaştığında , kendi yerçekimi kuvveti altında çökmeye başlar.

Bulut çöktüğünde, yoğun toz ve gazdan oluşan bireysel yığınlar " Bok kürecikleri " oluşturur. Bir küre çöktüğünde ve yoğunluğu arttıkça, yerçekimi enerjisi ısıya dönüşür ve sıcaklık yükselir. Protostellar bulut yaklaşık olarak hidrostatik dengenin kararlı durumuna ulaştığında , çekirdekte bir protostar oluşur. Bu ana dizi öncesi yıldızlar genellikle bir ata-gezegen diski ile çevrilidir ve temel olarak yerçekimi enerjisinin dönüştürülmesiyle çalışırlar. Kütleçekimsel büzülme dönemi, güneş gibi bir yıldız için yaklaşık 10 milyon yıl, kırmızı bir cüce için 100 milyon yıl kadar sürer.

2 M _☉'den küçük erken yıldızlar  T Tauri yıldızları olarak adlandırılırken , daha büyük kütleye sahip olanlar Herbig Ae/Be yıldızlarıdır . Bu yeni oluşan yıldızlar, dönme eksenleri boyunca, çöken yıldızın açısal momentumunu azaltabilecek ve Herbig-Haro nesneleri olarak bilinen küçük bulutsu parçalarına neden olabilecek gaz jetleri yayarlar . Bu jetler, yakındaki büyük yıldızlardan gelen radyasyonla birleştiğinde, yıldızın oluştuğu çevredeki bulutu uzaklaştırmaya yardımcı olabilir.

T Tauri yıldızları gelişimlerinin başlarında Hayashi yolunu izlerler ; aşağı yukarı aynı sıcaklıkta kalırken büzülürler ve parlaklıkları azalır. Daha az kütleli T Boğa yıldızları ana sekansa kadar bu yolu takip ederken, daha büyük kütleli yıldızlar Henney yoluna döner .

Çoğu yıldızın ikili yıldız sistemlerinin üyesi olduğu gözlemlenir ve bu ikili yıldızların özellikleri, oluştukları koşulların sonucudur. Bir gaz bulutunun çöküp bir yıldız oluşturabilmesi için açısal momentumunu kaybetmesi gerekir. Bulutun birden çok yıldıza parçalanması, bu açısal momentumun bir kısmını dağıtır. İlkel ikili dosyalar, genç yıldız kümelerindeki diğer yıldızlarla yakın karşılaşmalar sırasında yerçekimi etkileşimleri yoluyla bir miktar açısal momentum aktarır. Bu etkileşimler, sert ikili dosyaların daha sıkı bir şekilde bağlanmasına neden olurken, daha geniş bir şekilde ayrılmış (yumuşak) ikili dosyaları ayırma eğilimindedir. Bu, ikili dosyaların gözlemlenen iki popülasyon dağılımına ayrılmasını sağlar.

Ana sıra

Yıldızlar, varlıklarının yaklaşık %90'ını çekirdek bölgesinde yüksek sıcaklık ve yüksek basınç reaksiyonlarında hidrojeni helyuma dönüştürerek harcarlar. Bu tür yıldızların ana dizide olduğu söylenir ve cüce yıldızlar olarak adlandırılır. Sıfır yaştan başlayarak, bir yıldızın çekirdeğindeki helyum oranı istikrarlı bir şekilde artacak, çekirdekteki nükleer füzyon hızı, yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı gibi yavaş yavaş artacaktır. Örneğin Güneş'in, 4.6 milyar (4.6 milyar) ana kola ulaştığı için parlaklığının yaklaşık %40 arttığı tahmin ediliyor.4.6 × 10 ⁹ ) yıl önce.

Her yıldız, uzaya sürekli bir gaz çıkışına neden olan parçacıklardan oluşan bir yıldız rüzgarı üretir. Çoğu yıldız için, kaybedilen kütle önemsizdir. Güneş kaybederHer yıl 10 ⁻¹⁴  M _☉ veya tüm ömrü boyunca toplam kütlesinin yaklaşık %0,01'i. Ancak, çok büyük yıldızlar kaybedebilir10 ⁻⁷ ilaHer yıl 10 ⁻⁵  M _☉ , gelişimlerini önemli ölçüde etkiliyor. 50'den fazla  M _☉ ile başlayan yıldızlar , ana dizideyken toplam kütlelerinin yarısından fazlasını kaybedebilir.

Bir yıldızın ana dizide geçirdiği süre, öncelikle sahip olduğu yakıt miktarına ve onu eritme hızına bağlıdır. Güneş'in 10 milyar yaşaması bekleniyor (10 ¹⁰ ) yıl. Büyük kütleli yıldızlar yakıtlarını çok hızlı tüketirler ve kısa ömürlüdürler. Düşük kütleli yıldızlar yakıtlarını çok yavaş tüketirler. Kırmızı cüceler olarak adlandırılan 0,25 M _☉'den daha küçük kütleli yıldızlar  kütlelerinin neredeyse tamamını kaynaştırabilirken, yaklaşık 1  M _☉ büyüklüğündeki yıldızlar kütlelerinin yalnızca yaklaşık %10'unu kaynaştırabilir. Yavaş yakıt tüketimleri ve nispeten büyük kullanılabilir yakıt kaynaklarının birleşimi, düşük kütleli yıldızların yaklaşık bir trilyon (10 × 10 ¹² ) yıl; 0,08 M _{​​☉'nin} en uç noktası  yaklaşık 12 trilyon yıl sürecek. Kırmızı cüceler helyum biriktirdikçe daha sıcak ve daha parlak hale gelirler. Sonunda hidrojenleri bittiğinde, beyaz bir cüceye dönüşürler ve sıcaklıkları düşer. Bu tür yıldızların ömrü, evrenin şu anki yaşından (13,8 milyar yıl) daha uzun olduğu için, yaklaşık 0,85  M _☉'nin altındaki hiçbir yıldızın ana diziden ayrılması beklenmiyor.

Kütlenin yanı sıra helyumdan daha ağır elementler de yıldızların evriminde önemli bir rol oynayabilir. Gökbilimciler, helyumdan daha ağır olan tüm elementleri "metaller" olarak etiketler ve bu elementlerin bir yıldızdaki kimyasal konsantrasyonunu , onun metalikliği olarak adlandırırlar . Bir yıldızın metalikliği, yıldızın yakıtını yakmak için harcadığı süreyi etkileyebilir ve yıldız rüzgarının gücünü etkileyen manyetik alanlarının oluşumunu kontrol eder. Daha yaşlı, II. popülasyon yıldızları, oluştukları moleküler bulutların bileşimi nedeniyle daha genç, I. popülasyon yıldızlarından önemli ölçüde daha az metalikliğe sahiptir. Zamanla, yaşlı yıldızlar öldükçe ve atmosferlerinin bir kısmını döktükçe, bu tür bulutlar daha ağır elementlerle zenginleşir .

Ana dizi sonrası

En az 0,4  M _☉ yıldızlar , çekirdeklerindeki hidrojeni tüketirken, helyum çekirdeğini çevreleyen bir kabukta hidrojeni kaynaştırmaya başlarlar. Yıldızın dış katmanları , kırmızı deve dönüşürken büyük ölçüde genişler ve soğur . Bazı durumlarda, daha ağır elementleri çekirdekte veya çekirdeğin etrafındaki kabuklarda kaynaştırırlar . Yıldızlar genişledikçe, daha ağır elementlerle zenginleştirilmiş kütlelerinin bir kısmını daha sonra yeni yıldızlar olarak geri dönüştürülmek üzere yıldızlararası ortama atarlar. Yaklaşık 5 milyar yıl içinde, Güneş helyum yakma aşamasına girdiğinde, kabaca 1 astronomik birim (150 milyon kilometre) maksimum yarıçapına, mevcut boyutunun 250 katına genişleyecek ve mevcut kütlesinin %30'unu kaybedecek.

Hidrojen yakan kabuk daha fazla helyum ürettikçe, çekirdeğin kütlesi ve sıcaklığı artar. 2,25 M _☉'ye kadar bir kırmızı devde  , helyum çekirdeğinin kütlesi helyum füzyonundan önce dejenere olur . Son olarak, sıcaklık yeterince arttığında, çekirdek helyum füzyonu , helyum parlaması adı verilen olayda patlayarak başlar ve yıldızın yarıçapı hızla küçülür, yüzey sıcaklığı artar ve HR diyagramının yatay dalına doğru hareket eder. Daha büyük yıldızlar için, helyum çekirdeği füzyonu, çekirdek dejenere olmadan önce başlar ve yıldız, dış konvektif zarf çökmeden ve yıldız yatay kola hareket etmeden önce, helyumu yavaşça yakarak kırmızı kümede biraz zaman geçirir.

Bir yıldız, çekirdeğindeki helyumu erittikten sonra, sıcak karbon çekirdeğini çevreleyen bir kabuk boyunca helyumu eritmeye başlar. Yıldız daha sonra, açıklanan diğer kırmızı dev fazına paralel, ancak daha yüksek bir parlaklığa sahip olan asimptotik dev dal (AGB) adı verilen bir evrimsel yol izler. Daha büyük AGB yıldızları, çekirdek dejenere olmadan önce kısa bir karbon füzyonu dönemine girebilir. AGB fazı sırasında yıldızlar, yıldızın çekirdeğindeki kararsızlıklar nedeniyle termal darbelere maruz kalır. Bu termal darbelerde, yıldızın parlaklığı değişir ve madde yıldızın atmosferinden atılır ve sonuçta bir gezegenimsi bulutsu oluşur. Bu kütle kaybı sürecinde bir yıldızın kütlesinin %50 ila %70'i dışarı atılabilir . Bir AGB yıldızında enerji aktarımı öncelikle konveksiyonla olduğundan , bu fırlatılan malzeme , çekirdekten taranan füzyon ürünleri ile zenginleştirilir . Bu nedenle, gezegenimsi bulutsu karbon ve oksijen gibi elementlerle zenginleştirilmiştir. Nihayetinde, gezegenimsi bulutsu dağılarak genel yıldızlararası ortamı zenginleştirir. Bu nedenle, gelecek nesil yıldızlar, geçmiş yıldızlardan gelen "yıldız malzemesinden" yapılmıştır.

Devasa yıldızlar

Helyum yakma evreleri sırasında, 9'dan fazla güneş kütlesine sahip bir yıldız, önce mavi , sonra kırmızı bir üstdev oluşturmak üzere genişler . Özellikle büyük kütleli yıldızlar, güçlü konveksiyon ve yoğun kütle kaybı nedeniyle veya dış katmanların sıyrılması nedeniyle yüzeye ulaşan, hidrojenden daha ağır elementlerin emisyon çizgilerinin hakim olduğu spektrumlarla karakterize edilen bir Wolf-Rayet yıldızına dönüşebilir .

Devasa bir yıldızın çekirdeğindeki helyum tükendiğinde, çekirdek büzülür ve sıcaklık ve basınç karbonu kaynaştırmaya yetecek kadar yükselir (bkz . Karbon yakma işlemi ). Bu süreç, art arda gelen aşamaların neon (bkz. neon yakma işlemi ), oksijen (bkz. oksijen yakma işlemi ) ve silikon ( bkz . Yıldızın ömrünün sonuna doğru, devasa bir yıldızın içindeki bir dizi soğan tabakası kabuğu boyunca füzyon devam eder. Her kabuk, farklı bir elementi birleştirir, en dıştaki kabuk hidrojeni birleştirir; helyumu kaynaştıran bir sonraki kabuk vb.

Son aşama, büyük bir yıldız demir üretmeye başladığında gerçekleşir . Demir çekirdekleri, herhangi bir ağır çekirdekten daha sıkı bir şekilde bağlı olduğundan , demirin ötesindeki herhangi bir füzyon, net bir enerji salınımı üretmez.

Yıkılmak

Bir yıldızın çekirdeği küçüldükçe, o yüzeyden gelen radyasyonun yoğunluğu artar ve gazın dış kabuğu üzerinde öyle bir radyasyon basıncı yaratır ki, bu katmanları uzaklaştırarak bir gezegenimsi bulutsu oluşturur. Dış atmosfer döküldükten sonra geriye kalan kabaca 1,4 M _☉'den azsa  , beyaz cüce olarak bilinen Dünya büyüklüğünde nispeten küçük bir nesneye küçülür . Beyaz cüceler, daha fazla yerçekimi sıkıştırmasının gerçekleşmesi için kütleden yoksundur. Bir beyaz cücenin içindeki elektron -dejenere madde artık bir plazma değildir. Sonunda, beyaz cüceler çok uzun bir süre içinde siyah cücelere dönüşüyor .

Büyük kütleli yıldızlarda füzyon, demir çekirdek artık kendi kütlesini taşıyamayacak kadar büyüyene (1,4 M _☉'den fazla) kadar devam eder  . Bu çekirdek, elektronları protonlarına sürülüp nötronları, nötrinoları ve gama ışınlarını bir elektron yakalama ve ters beta bozunması patlamasıyla oluştururken aniden çökecek . Bu ani çöküşün oluşturduğu şok dalgası , yıldızın geri kalanının bir süpernovada patlamasına neden olur. Süpernovalar o kadar parlak hale gelirler ki, kısa bir süre için yıldızın tüm galaksisini gölgede bırakabilirler. Samanyolu'nda meydana geldiklerinde, süpernovalar tarihsel olarak çıplak gözle gözlemciler tarafından daha önce hiç yokmuş gibi görünen "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmiştir.

Bir süpernova patlaması, yıldızın dış katmanlarını uçurur ve geride Yengeç Bulutsusu gibi bir kalıntı bırakır. Çekirdek , bazen kendisini bir pulsar veya X-ışını patlaması olarak gösteren bir nötron yıldızına sıkıştırılır . En büyük yıldızlar söz konusu olduğunda, kalıntı 4  M _☉'den büyük bir kara deliktir . Bir nötron yıldızında madde , muhtemelen çekirdekte bulunan dejenere maddenin daha egzotik bir formu olan QCD maddesi ile nötron-dejenere madde olarak bilinen bir durumdadır .

Ölmekte olan yıldızların savrulan dış katmanları, yeni yıldızların oluşumu sırasında geri dönüştürülebilen ağır elementler içerir. Bu ağır elementler, kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Süpernovalardan çıkan akış ve büyük yıldızların yıldız rüzgarı, yıldızlararası ortamın şekillenmesinde önemli bir rol oynar.

ikili yıldızlar

Çift yıldızların evrimi, aynı kütleye sahip tek yıldızların evriminden önemli ölçüde farklı olabilir. İkili bir sistemdeki yıldızlar yeterince yakınsa, yıldızlardan biri kırmızı deve dönüşmek üzere genişlediğinde, malzemenin o yıldıza yerçekimsel olarak bağlı olduğu bir yıldızın etrafındaki bölge olan Roche lobundan taşabilir ve bu da malzemenin diğerine aktarılmasına yol açar. . Roche lobu taştığında, temas ikili dosyaları , ortak zarf ikili dosyaları, afet değişkenleri , mavi başıboş yıldızlar ve la tipi süpernovalar dahil olmak üzere çeşitli fenomenler ortaya çıkabilir . Kütle transferi , bir sistemdeki en çok evrimleşmiş yıldızın en az kütleli olduğu Algol paradoksu gibi durumlara yol açar .

İkili yıldızların ve daha yüksek mertebeden yıldız sistemlerinin evrimi, çok sayıda yıldızın ikili sistemlerin üyesi olduğu tespit edildiğinden, yoğun bir şekilde araştırılmaktadır. Güneş benzeri yıldızların yaklaşık yarısı ve daha büyük kütleli yıldızların daha da yüksek bir oranı birden çok sistemde oluşur ve bu, nova ve süpernova, belirli yıldız türlerinin oluşumu ve uzayın nükleosentez ürünleriyle zenginleşmesi gibi olayları büyük ölçüde etkileyebilir. .

İkili yıldız evriminin , parlak mavi değişkenler , Wolf-Rayet yıldızları ve belirli çekirdek çöküşü süpernova sınıflarının ataları gibi evrimleşmiş büyük yıldızların oluşumu üzerindeki etkisi hala tartışmalıdır. Tek büyük kütleli yıldızlar, gözlemlenen evrimleşmiş yıldızların türlerini ve sayılarını oluşturmak veya gözlemlenen süpernovalar olarak patlayacak ataları üretmek için dış katmanlarını yeterince hızlı dışarı atamayabilirler. İkili sistemlerde yerçekimsel sıyırma yoluyla kütle transferi, bazı astronomlar tarafından bu sorunun çözümü olarak görülüyor.

Dağıtım

Yıldızlar, evren boyunca tekdüze bir şekilde yayılmazlar, ancak normalde yıldızlararası gaz ve tozla birlikte galaksiler halinde gruplanırlar. Samanyolu gibi tipik bir büyük galaksi yüz milyarlarca yıldız içerir. 2 trilyondan fazla var (10 ¹² ) galaksiler, ancak çoğu Samanyolu'nun kütlesinin %10'undan azdır. Genel olarak, arasında olması muhtemeldir10 ²² ve10 ²⁴ yıldız ( Dünya gezegenindeki tüm kum tanelerinden daha fazla yıldız ). Yıldızların çoğu galaksilerin içindedir, ancak büyük galaksi kümelerindeki yıldız ışığının %10 ila %50'si herhangi bir galaksinin dışındaki yıldızlardan gelebilir.

Çok yıldızlı bir sistem, birbirinin yörüngesinde dönen yerçekimsel olarak bağlı iki veya daha fazla yıldızdan oluşur . En basit ve en yaygın çoklu yıldız sistemi ikili yıldızdır, ancak üç veya daha fazla yıldızdan oluşan sistemler de mevcuttur. Yörünge kararlılığı nedeniyle, bu tür çok yıldızlı sistemler genellikle hiyerarşik ikili yıldız kümeleri halinde düzenlenir. Daha büyük gruplara yıldız kümeleri denir. Bunlar , yalnızca birkaç yıldız içeren gevşek yıldız birlikteliklerinden , düzinelerce ila binlerce yıldız içeren açık kümelere , yüzbinlerce yıldız içeren muazzam küresel kümelere kadar uzanır. Bu tür sistemler, ev sahibi galaksilerinin yörüngesinde döner. Açık veya küresel bir kümedeki yıldızların tümü aynı dev moleküler buluttan oluşmuştur , dolayısıyla tüm üyeler normal olarak benzer yaşlara ve bileşimlere sahiptir.

Birçok yıldız gözlenir ve çoğu veya tümü orijinal olarak yerçekimine bağlı, çok yıldızlı sistemlerde oluşmuş olabilir. Bu, özellikle %80'inin çoklu yıldız sistemlerinin parçası olduğuna inanılan çok büyük O ve B sınıfı yıldızlar için geçerlidir. Tek yıldız sistemlerinin oranı, azalan yıldız kütlesiyle artar, bu nedenle kırmızı cücelerin yalnızca %25'inin yıldız arkadaşları olduğu bilinmektedir. Tüm yıldızların %85'i kırmızı cüce olduğundan, Samanyolu'ndaki yıldızların üçte ikisinden fazlası muhtemelen tek kırmızı cücedir. Gökbilimciler, Perseus moleküler bulutuyla ilgili 2017 yılında yapılan bir çalışmada , yeni oluşan yıldızların çoğunun ikili sistemlerde olduğunu keşfetti. Verileri en iyi açıklayan modelde, tüm yıldızlar başlangıçta ikili olarak oluşturulmuş, ancak daha sonra bazı ikili dosyalar ayrılarak geride tek yıldızlar bırakmıştır.

Güneş dışında Dünya'ya en yakın yıldız, 4.2465 ışıkyılı (40.175 trilyon kilometre) uzaklıktaki Proxima Centauri'dir . Uzay Mekiği'nin saniyede 8 kilometre (saatte 29.000 kilometre) yörünge hızıyla seyahat ederek , varması yaklaşık 150.000 yıl sürer. Bu, galaktik disklerdeki yıldız ayrımlarının tipik bir örneğidir . Yıldızlar, galaksilerin merkezlerinde ve küresel kümelerde birbirine çok daha yakın veya galaktik halelerde çok daha uzak olabilir .

Galaktik çekirdeğin dışındaki yıldızlar arasındaki nispeten büyük mesafeler nedeniyle, yıldızlar arasındaki çarpışmaların nadir olduğu düşünülmektedir. Küresel kümelerin çekirdeği veya galaktik merkez gibi daha yoğun bölgelerde çarpışmalar daha yaygın olabilir. Bu tür çarpışmalar, mavi başıboş olanlar olarak bilinenleri üretebilir . Bu anormal yıldızlar daha yüksek bir yüzey sıcaklığına sahiptir ve bu nedenle ait oldukları kümedeki ana dizi sapmasında yıldızlardan daha mavidirler ; standart yıldız evriminde, mavi başıboş olanlar zaten ana diziden evrimleşmiş olacak ve bu nedenle kümede görülmeyecekti.

Özellikler

Bir yıldızla ilgili neredeyse her şey, parlaklık, boyut, evrim, yaşam süresi ve nihai kaderi gibi özellikler dahil olmak üzere ilk kütlesi tarafından belirlenir.

Yaş

Yıldızların çoğu 1 milyar ila 10 milyar yaşındadır. Hatta bazı yıldızlar, evrenin gözlenen yaşı olan 13,8 milyar yaşına bile yakın olabilir . Şimdiye kadar keşfedilen en yaşlı yıldız olan, takma adı Methuselah yıldızı olan HD 140283 , tahmini olarak 14,46 ± 0,8 milyar yaşındadır. (Değerdeki belirsizlik nedeniyle yıldızın bu yaşı, Planck uydusu tarafından 13.799 ± 0.021 olarak belirlenen evrenin yaşı ile çelişmez ).

Yıldızın kütlesi ne kadar büyükse ömrü o kadar kısadır, çünkü büyük kütleli yıldızların çekirdekleri üzerinde daha fazla baskı vardır ve bu da onların hidrojeni daha hızlı yakmalarına neden olur. En büyük kütleli yıldızlar ortalama birkaç milyon yıl yaşarken, minimum kütleli yıldızlar (kırmızı cüceler) yakıtlarını çok yavaş yakarlar ve on ila yüz milyarlarca yıl sürebilirler.

Milyarlarca yıllık yıldız evrimi aşamalarının ömürleri

İlk Kütle ( M ☉ )	Ana sıra	Altdev	İlk Kırmızı Dev	Çekirdek O Yanıyor
1.0	9.33	2,57	0,76	0.13
1.6	2.28	0.03	0.12	0.13
2.0	1.20	0.01	0.02	0,28
5.0	0.10	0,0004	0,0003	0.02

Kimyasal bileşim

Mevcut Samanyolu galaksisinde yıldızlar oluştuğunda, kütle olarak ölçüldüğünde, yaklaşık %71 hidrojen ve %27 helyumdan ve küçük bir oranda daha ağır elementlerden oluşurlar. Demir yaygın bir element olduğundan ve absorpsiyon çizgilerinin ölçülmesi nispeten kolay olduğundan, tipik olarak ağır elementlerin kısmı yıldız atmosferinin demir içeriği cinsinden ölçülür. Daha ağır elementlerin oranı, yıldızın bir gezegen sistemine sahip olma olasılığının bir göstergesi olabilir.

Şimdiye kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip yıldız, Güneş'in demir içeriğinin yalnızca 1/200.000'de biri olan cüce HE1327-2326'dır. Buna karşılık, süper metal açısından zengin yıldız μ Leonis, Güneş'in neredeyse iki katı demir bolluğuna sahipken, gezegen taşıyan yıldız 14 Herculis demirin neredeyse üç katına sahiptir. Kimyasal olarak tuhaf yıldızlar, spektrumlarında belirli elementlerin olağandışı bolluğunu gösterir; özellikle krom ve nadir toprak elementleri . Güneş de dahil olmak üzere daha soğuk dış atmosfere sahip yıldızlar, çeşitli iki atomlu ve çok atomlu moleküller oluşturabilir.

Çap

Dünya'ya olan büyük mesafeleri nedeniyle, Güneş dışındaki tüm yıldızlar çıplak gözle gece gökyüzünde Dünya atmosferinin etkisiyle parıldayan parlak noktalar olarak görünür. Güneş, Dünya'ya bir disk gibi görünecek ve gün ışığı sağlayacak kadar yakındır. Güneş dışında, görünen boyutu en büyük olan yıldız , yalnızca 0,057 yay saniyesi açısal çapıyla R Doradus'tur .

Çoğu yıldızın diskleri, mevcut yer tabanlı optik teleskoplarla gözlemlenemeyecek kadar açısal boyutta çok küçüktür ve bu nedenle, bu nesnelerin görüntülerini üretmek için interferometre teleskopları gerekir. Yıldızların açısal büyüklüğünü ölçmek için başka bir teknik örtülmedir . Bir yıldızın Ay tarafından kapatılırken parlaklığında meydana gelen düşüşün (veya yeniden ortaya çıktığında parlaklığının artmasının) kesin olarak ölçülmesiyle, yıldızın açısal çapı hesaplanabilir.

Yıldızların boyutları, çapı 20 ila 40 km (25 mil) arasında değişen nötron yıldızlarından, Orion takımyıldızındaki Betelgeuse gibi Güneş'in yaklaşık 1000 katı çapa ve çok daha düşük yoğunluğa sahip süperdevlere kadar değişir .

Kinematik

Bir yıldızın Güneş'e göre hareketi, bir yıldızın kökeni ve yaşı ile çevredeki galaksinin yapısı ve evrimi hakkında yararlı bilgiler sağlayabilir. Bir yıldızın hareketinin bileşenleri, Güneş'e doğru veya Güneş'ten uzağa doğru olan radyal hız ve öz hareketi olarak adlandırılan çapraz açısal hareketten oluşur.

Radyal hız , yıldızın spektral çizgilerinin doppler kaymasıyla ölçülür ve km/ s cinsinden verilir . Bir yıldızın asıl hareketi, paralaksı, yılda mili ark saniye (küs) cinsinden kesin astrometrik ölçümlerle belirlenir . Yıldızın paralaksı ve mesafesi bilgisi ile uygun hareket hızı hesaplanabilir. Radyal hız ile birlikte toplam hız hesaplanabilir. Yüksek özdevinim hızlarına sahip yıldızlar muhtemelen Güneş'e nispeten yakındır ve bu da onları paralaks ölçümleri için iyi adaylar yapar.

Her iki hareket hızı bilindiğinde, yıldızın Güneş'e veya galaksiye göre uzay hızı hesaplanabilir. Yakındaki yıldızlar arasında, daha genç nüfus I yıldızlarının genel olarak daha yaşlı, nüfus II yıldızlarından daha düşük hızlara sahip olduğu bulunmuştur. İkincisi, galaksinin düzlemine eğimli eliptik yörüngelere sahiptir. Yakındaki yıldızların kinematiğinin karşılaştırılması, gökbilimcilerin kökenlerini dev moleküler bulutlardaki ortak noktalara kadar izlemelerine izin verdi ve bunlara yıldız dernekleri denir .

Manyetik alan

Bir yıldızın manyetik alanı, konvektif dolaşımın meydana geldiği iç bölgelerde üretilir. İletken plazmanın bu hareketi, bir dinamo gibi işlev görür ; burada elektrik yüklerinin hareketi, mekanik bir dinamoda olduğu gibi manyetik alanları indükler. Bu manyetik alanlar, yıldız boyunca ve ötesine uzanan geniş bir aralığa sahiptir. Manyetik alanın gücü yıldızın kütlesine ve bileşimine göre değişir ve manyetik yüzey aktivitesinin miktarı yıldızın dönme hızına bağlıdır. Bu yüzey aktivitesi , güçlü manyetik alanların bölgeleri olan ve normal yüzey sıcaklıklarından daha düşük olan yıldız lekeleri üretir . Koronal döngüler, bir yıldızın yüzeyinden yıldızın dış atmosferine, yani koronasına yükselen kemerli manyetik alan akış çizgileridir. Koronal döngüler, uzunlukları boyunca ilettikleri plazma nedeniyle görülebilir. Yıldız patlamaları, aynı manyetik aktivite nedeniyle yayılan yüksek enerjili parçacıkların patlamalarıdır.

Genç, hızla dönen yıldızlar, manyetik alanları nedeniyle yüksek düzeyde yüzey aktivitesine sahip olma eğilimindedir. Manyetik alan, zamanla dönme hızını kademeli olarak yavaşlatmak için bir fren işlevi görerek bir yıldızın yıldız rüzgarına etki edebilir. Bu nedenle, Güneş gibi daha yaşlı yıldızlar çok daha yavaş bir dönüş hızına ve daha düşük bir yüzey aktivitesine sahiptir. Yavaş dönen yıldızların aktivite seviyeleri döngüsel bir şekilde değişme eğilimindedir ve belirli bir süre boyunca tamamen durabilir. Örneğin, Maunder Minimumu sırasında Güneş, neredeyse hiç güneş lekesi aktivitesi olmayan 70 yıllık bir dönemden geçti.

Yığın

Bilinen en büyük yıldızlardan biri , Güneş'in 100-150 katı kütleye sahip olan ve yalnızca birkaç milyon yıllık bir ömre sahip olacak olan Eta Carinae'dir . En büyük açık kümeler üzerinde yapılan araştırmalar,  evrenin şu anki çağındaki yıldızlar için kabaca bir üst sınır olarak 150 M _{☉ önermektedir.} Bu, biriken gaz bulutu üzerindeki artan radyasyon basıncı nedeniyle oluşan yıldızların kütlesi üzerindeki teorik sınır için ampirik bir değeri temsil eder. Büyük Macellan Bulutu'ndaki R136 kümesindeki birkaç yıldız daha büyük kütlelerle ölçülmüştür, ancak bunların yakın ikili sistemlerdeki büyük kütleli yıldızların çarpışması ve birleşmesi yoluyla yaratılmış olabilecekleri ve 150 M _☉ sınırını aşarak yaratılmış olabilecekleri belirlenmiştir.  yıldız oluşumu.

Büyük Patlama'dan sonra oluşan ilk yıldızlar, bileşimlerinde lityumdan daha ağır elementlerin hiç bulunmaması nedeniyle 300 M _☉'a kadar daha büyük olmuş olabilir  . Bu süper kütleli nüfus III yıldızlarının nesli muhtemelen çok erken evrende var olmuş olabilir (yani, yüksek bir kırmızıya kaymaya sahip oldukları gözlemlenmiştir) ve sonraki oluşum için gerekli olan hidrojenden daha ağır kimyasal elementlerin üretimini başlatmış olabilir. gezegenler ve yaşam . Haziran 2015'te gökbilimciler, z = 6.60'ta Cosmos Redshift 7 galaksisindeki Popülasyon III yıldızlarına dair kanıtlar bildirdiler .

Jüpiter'in ( MJ ) yalnızca 80 katı bir kütleye sahip olan 2MASS J0523-1403 _, çekirdeğinde nükleer füzyona uğrayan bilinen en küçük yıldızdır. _{Güneş'e benzer} metalliğe sahip yıldızlar için, yıldızın sahip olabileceği ve çekirdekte hala füzyona uğrayabileceği teorik minimum kütlenin yaklaşık 75 MJ olduğu tahmin edilmektedir . _{Metaliklik çok düşük olduğunda} , minimum yıldız boyutu güneş kütlesinin yaklaşık %8,3'ü veya yaklaşık 87 MJ gibi görünmektedir . Kahverengi cüceler olarak adlandırılan daha küçük cisimler , yıldızlar ve gaz devleri arasında belirsiz bir şekilde tanımlanmış gri bir alanı işgal eder .

Bir yıldızın yarıçapı ve kütlesinin birleşimi, yüzey çekimini belirler. Dev yıldızlar, anakol yıldızlarından çok daha düşük bir yüzey yerçekimine sahipken, beyaz cüceler gibi dejenere, kompakt yıldızlar için durum bunun tersidir. Yüzey yerçekimi, bir yıldızın spektrumunun görünümünü etkileyebilir ve daha yüksek yerçekimi soğurma çizgilerinin genişlemesine neden olur .

Döndürme

Yıldızların dönüş hızı, spektroskopik ölçümle veya daha doğrusu yıldız noktalarının izlenmesiyle belirlenebilir . Genç yıldızlar ekvatorda 100 km/s'den daha büyük bir dönüşe sahip olabilir. Örneğin, B-sınıfı yıldız Achernar'ın ekvatoral hızı yaklaşık 225 km/s veya daha fazladır, bu da ekvatorunun dışa doğru şişmesine neden olur ve ona kutuplar arasındakinden %50 daha büyük bir ekvator çapı verir. Bu dönme hızı, yıldızın parçalanacağı hız olan 300 km/s'lik kritik hızın hemen altındadır. Buna karşın Güneş, enleme bağlı olarak her 25-35 günde bir, 1,93 km/s ekvator hızıyla döner. Bir ana dizi yıldızının manyetik alanı ve yıldız rüzgarı, ana dizi üzerinde gelişirken dönüşünü önemli miktarda yavaşlatır.

Dejenere yıldızlar, hızlı bir dönüş hızıyla sonuçlanan, kompakt bir kütle halinde büzülmüştür. Bununla birlikte, açısal momentumun korunumuyla beklenebilecek olana kıyasla nispeten düşük dönme hızlarına sahiptirler - dönen bir cismin, dönüş hızını artırarak boyuttaki bir daralmayı telafi etme eğilimi. Yıldızın açısal momentumunun büyük bir kısmı, yıldız rüzgarı yoluyla kütle kaybının bir sonucu olarak dağılır. Buna rağmen, bir pulsarın dönüş hızı çok hızlı olabilir. Örneğin, Yengeç Bulutsusu'nun kalbindeki atarca saniyede 30 kez döner. Radyasyon emisyonu nedeniyle pulsarın dönüş hızı kademeli olarak yavaşlayacaktır.

Sıcaklık

Bir anakol yıldızının yüzey sıcaklığı, çekirdeğinin enerji üretim hızı ve yarıçapı tarafından belirlenir ve genellikle yıldızın renk indeksinden tahmin edilir . Sıcaklık normalde , enerjisini yıldızla yüzey alanı başına aynı parlaklıkta yayan idealize edilmiş bir siyah cismin sıcaklığı olan etkin sıcaklık cinsinden verilir . Etkili sıcaklık, sıcaklık çekirdeğe doğru arttığı için yalnızca yüzeyi temsil eder. Bir yıldızın çekirdek bölgesindeki sıcaklık birkaç milyon  kelvindir .

Yıldız sıcaklığı, çeşitli elementlerin iyonlaşma oranını belirleyecek ve bu da spektrumda karakteristik soğurma çizgileri ile sonuçlanacaktır. Bir yıldızın görsel mutlak büyüklüğü ve absorpsiyon özellikleri ile birlikte yüzey sıcaklığı, bir yıldızı sınıflandırmak için kullanılır (aşağıdaki sınıflandırmaya bakın).

Büyük ana dizi yıldızlarının yüzey sıcaklıkları 50.000 K olabilir. Güneş gibi daha küçük yıldızların yüzey sıcaklıkları birkaç bin K'dır. Kızıl devlerin yüzey sıcaklıkları yaklaşık 3.600 K'dir; ancak geniş dış yüzey alanlarından dolayı yüksek bir parlaklığa sahiptirler.

Radyasyon

Bir nükleer füzyon ürünü olan yıldızların ürettiği enerji, hem elektromanyetik radyasyon hem de parçacık radyasyonu olarak uzaya yayılır . Bir yıldız tarafından yayılan parçacık radyasyonu, dış katmanlardan elektrik yüklü protonlar ve alfa ve beta parçacıkları olarak akan yıldız rüzgarı olarak kendini gösterir . Neredeyse kütlesiz bir nötrino akışı, doğrudan yıldızın çekirdeğinden yayılır.

Çekirdekte enerji üretimi, yıldızların bu kadar parlak parlamasının nedenidir: iki veya daha fazla atom çekirdeği, yeni bir ağır elementin tek bir atom çekirdeğini oluşturmak için bir araya geldiği her seferinde, nükleer füzyon ürününden gama ışını fotonları salınır. Bu enerji , yıldızın dış katmanlarına ulaştığında görünür ışık gibi daha düşük frekanslı diğer elektromanyetik enerji biçimlerine dönüştürülür .

Görünür ışığın en yoğun frekansı tarafından belirlenen bir yıldızın rengi , yıldızın fotosferi de dahil olmak üzere dış katmanlarının sıcaklığına bağlıdır . Yıldızlar, görünür ışığın yanı sıra insan gözüyle görülemeyen elektromanyetik radyasyon biçimleri de yayarlar . Aslında, yıldız elektromanyetik radyasyonu , en uzun radyo dalga dalga boylarından kızılötesi , görünür ışık, ultraviyole , en kısa X-ışınları ve gama ışınlarına kadar tüm elektromanyetik spektrumu kapsar . Bir yıldız tarafından yayılan toplam enerji açısından bakıldığında, yıldız elektromanyetik radyasyonunun tüm bileşenleri önemli değildir, ancak tüm frekanslar yıldızın fiziği hakkında fikir verir.

Gökbilimciler, yıldız spektrumunu kullanarak bir yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey yerçekimini , metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler . Paralaksın ölçülmesi gibi bir yöntemle yıldızın uzaklığı bulunursa, o zaman yıldızın parlaklığı elde edilebilir. Kütle, yarıçap, yüzey yerçekimi ve dönme süresi daha sonra yıldız modellerine göre tahmin edilebilir. ( İkili sistemlerdeki yıldızların yörünge hızları ve mesafeleri ölçülerek kütle hesaplanabilir . Tek bir yıldızın kütlesini ölçmek için yerçekimsel mikromercekleme kullanılmıştır.) Gökbilimciler bu parametrelerle yıldızın yaşını tahmin edebilirler.

parlaklık

Bir yıldızın parlaklığı , birim zamanda yaydığı ışık ve diğer ışıma enerjisi biçimlerinin miktarıdır . Güç birimleri vardır . Bir yıldızın parlaklığı, yarıçapı ve yüzey sıcaklığı ile belirlenir. Birçok yıldız, tüm yüzeyleri boyunca eşit olarak yayılmaz. Örneğin, hızla dönen yıldız Vega , kutuplarında ekvatoruna göre daha yüksek bir enerji akışına (birim alan başına güç) sahiptir.

Yıldızın yüzeyinde ortalamadan daha düşük sıcaklık ve parlaklığa sahip yamalar, yıldız lekeleri olarak bilinir . Güneş gibi küçük, cüce yıldızlar, genellikle yalnızca küçük yıldız lekelerine sahip, temelde özelliksiz disklere sahiptir. Dev yıldızlar çok daha büyük, daha belirgin yıldız lekelerine sahiptir ve güçlü bir yıldız uzuv kararması sergilerler . Yani yıldız diskinin kenarına doğru parlaklık azalır. UV Ceti gibi kırmızı cüce parlama yıldızları, belirgin yıldız lekesi özelliklerine sahip olabilir.

Büyüklük

Bir yıldızın görünen parlaklığı, görünen büyüklüğü cinsinden ifade edilir . Bu, yıldızın parlaklığının, Dünya'dan uzaklığının, yıldızlararası toz ve gazın yok olma etkisinin ve Dünya atmosferinden geçerken yıldızın ışığının değişmesinin bir fonksiyonudur. İçsel veya mutlak büyüklük, bir yıldızın parlaklığıyla doğrudan ilişkilidir ve Dünya ile yıldız arasındaki mesafe 10 parsek (32,6 ışıkyılı) olsaydı bir yıldızın olacağı görünen büyüklüktür.

Büyüklükten daha parlak yıldızların sayısı

Görünen büyüklük	yıldız sayısı
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1.602
6	4.800
7	14.000

Hem görünen hem de mutlak büyüklük ölçekleri logaritmik birimlerdir : büyüklükteki bir tam sayı farkı, yaklaşık 2,5 katlık bir parlaklık değişimine eşittir ( 100'ün 5. kökü veya yaklaşık 2,512). Bu, birinci büyüklükteki bir yıldızın (+1,00) ikinci büyüklükteki (+2,00) bir yıldızdan yaklaşık 2,5 kat ve altıncı büyüklükteki bir yıldızdan (+6,00) yaklaşık 100 kat daha parlak olduğu anlamına gelir . İyi görüş koşulları altında çıplak gözle görülebilen en sönük yıldızlar, +6 kadir büyüklüğündedir.

Hem görünen hem de mutlak büyüklük ölçeklerinde, büyüklük sayısı ne kadar küçükse, yıldız o kadar parlaktır; büyüklük sayısı ne kadar büyükse, yıldız o kadar sönüktür. Her iki ölçekte de en parlak yıldızlar negatif kadir sayılarına sahiptir. İki yıldız arasındaki parlaklık değişimi (Δ L ), daha parlak olan yıldızın kadir sayısı ( m _b ) sönük yıldızın kadir sayısından ( m _f ) çıkarılarak ve ardından fark taban sayı için bir üs olarak kullanılarak hesaplanır. 2,512; demek ki:

${\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f}}-m_{\mathrm {b}}}$

${\displaystyle 2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}}$

Hem parlaklığa hem de Dünya'dan uzaklığa göre, bir yıldızın mutlak büyüklüğü ( M ) ve görünen büyüklüğü ( m ) eşdeğer değildir; örneğin, parlak yıldız Sirius'un görünür büyüklüğü -1,44, ancak mutlak büyüklüğü +1,41'dir.

Güneş'in görünür büyüklüğü -26.7'dir, ancak mutlak büyüklüğü yalnızca +4.83'tür. Dünya'dan bakıldığında gece gökyüzünün en parlak yıldızı olan Sirius, Güneş'ten yaklaşık 23 kat daha parlakken, -5,53 mutlak kadir büyüklüğü ile gece gökyüzünün en parlak ikinci yıldızı olan Canopus , Güneş'ten yaklaşık 14.000 kat daha parlaktır. Güneş. Canopus, Sirius'tan çok daha parlak olmasına rağmen, ikinci yıldız, ikisinden daha parlak görünüyor. Bunun nedeni, Sirius'un Dünya'dan yalnızca 8,6 ışıkyılı uzaklıkta olması, Canopus'un ise 310 ışıkyılı uzaklıkta çok daha uzakta olmasıdır.

Bilinen en parlak yıldızların mutlak büyüklükleri kabaca -12'dir, bu da Güneş'in parlaklığının 6 milyon katına karşılık gelir. Teorik olarak, en az parlak yıldızlar, yıldızların çekirdekte hidrojenin nükleer füzyonunu destekleyebildiği alt kütle sınırındadır; bu sınırın hemen üzerindeki yıldızlar NGC 6397 kümesinde yer almaktadır . Kümedeki en sönük kırmızı cüceler mutlak kadir 15 iken, 17. mutlak kadir büyüklüğünde bir beyaz cüce keşfedildi.

sınıflandırma

Farklı yıldız sınıfları için yüzey sıcaklığı aralıkları

Sınıf	Sıcaklık	Örnek yıldız
Ö	33.000 K veya daha fazla	Zeta Yılancı
B	10.500–30.000K	rigel
A	7.500–10.000 K	Altair
F	6.000–7.200 Bin	Procyon A
G	5.500–6.000 K	Güneş
K	4.000–5.250 Bin	Epsilon Hindistan
M	2.600–3.850 Bin	Proxima Centauri

Mevcut yıldız sınıflandırma sistemi , yıldızların hidrojen hattının gücüne göre A'dan Q'ya sınıflandırıldığı 20. yüzyılın başlarında ortaya çıktı . Hidrojen hattı kuvvetinin, sıcaklığın basit bir doğrusal fonksiyonu olduğu düşünülüyordu. Bunun yerine, daha karmaşıktı: artan sıcaklıkla güçlendi, 9000 K civarında zirveye ulaştı ve ardından daha yüksek sıcaklıklarda düştü. O zamandan beri sınıflandırmalar, modern şemanın dayandığı sıcaklığa göre yeniden sıralandı.

Yıldızlara , çok sıcak olan O tipinden, atmosferlerinde moleküllerin oluşabileceği kadar soğuk olan M tipine kadar değişen tayflarına göre tek harfli bir sınıflandırma verilir . Azalan yüzey sıcaklığı sırasına göre ana sınıflandırmalar şunlardır: O, B, A, F, G, K ve M . Çeşitli nadir spektral tiplere özel sınıflandırmalar verilir. Bunlardan en yaygın olanları , en soğuk düşük kütleli yıldızları ve kahverengi cüceleri sınıflandıran L ve T tipleridir. Her harf, azalan sıcaklık sırasına göre 0'dan 9'a kadar numaralandırılmış 10 alt bölüme sahiptir. Ancak aşırı yüksek sıcaklıklarda O0 ve O1 sınıfları bulunmayabileceğinden bu sistem bozulur .

Ek olarak yıldızlar, uzaysal boyutlarına karşılık gelen ve yüzey yerçekimi tarafından belirlenen spektral çizgilerinde bulunan parlaklık etkilerine göre sınıflandırılabilir. Bunlar 0 ( hiperdevler ) ile III ( devler ) ila V (ana dizi cüceler) arasında değişir; bazı yazarlar VII'yi (beyaz cüceler) ekler . Ana dizi yıldızları, mutlak büyüklüklerine ve spektral türlerine göre grafiklendirildiğinde dar, çapraz bir bant boyunca düşer. Güneş, orta sıcaklıkta ve normal boyutta bir ana dizi G2V sarı cücedir.

Spektrumun kendine özgü özelliklerini belirtmek için spektral tipin sonuna eklenen küçük harfler şeklinde ek terminoloji vardır. Örneğin, " e " emisyon çizgilerinin varlığını gösterebilir; " m " alışılmadık derecede güçlü metal seviyelerini temsil eder ve " var " spektral tipteki varyasyonları ifade edebilir.

Beyaz cüce yıldızların D harfi ile başlayan kendi sınıfları vardır . Bu , spektrumda bulunan belirgin çizgilerin türlerine bağlı olarak DA , DB , DC , DO , DZ ve DQ sınıflarına bölünmüştür . Bunu, sıcaklığı gösteren sayısal bir değer takip eder.

Değişken yıldızlar

Değişken yıldızlar, içsel veya dışsal özellikler nedeniyle parlaklıkta periyodik veya rastgele değişikliklere sahiptir. Kendinden değişken yıldızlardan, birincil tipler üç ana gruba ayrılabilir.

Yıldız evrimi sırasında, bazı yıldızlar titreşen değişkenler haline gelebilecekleri aşamalardan geçerler. Titreşimli değişen yıldızların yarıçapı ve parlaklığı zamanla değişir, yıldızın boyutuna bağlı olarak dakikalardan yıllara kadar değişen sürelerle genişler ve daralır. Bu kategori Cepheid ve Cepheid benzeri yıldızları ve Mira gibi uzun dönemli değişkenleri içerir .

Püsküren değişkenler, parlamalar veya toplu fırlatma olayları nedeniyle parlaklıkta ani artışlar yaşayan yıldızlardır. Bu grup protostarları, Wolf-Rayet yıldızlarını ve parlama yıldızlarının yanı sıra dev ve süperdev yıldızları içerir.

Kataklismik veya patlayıcı değişken yıldızlar, özelliklerinde çarpıcı bir değişiklik geçiren yıldızlardır. Bu grup novaları ve süpernovaları içerir . Yakındaki bir beyaz cüceyi içeren bir ikili yıldız sistemi, nova ve Tip 1a süpernova dahil olmak üzere bu muhteşem yıldız patlamalarının belirli türlerini üretebilir. Patlama, beyaz cüce, eşlik eden yıldızdan hidrojen topladığında, hidrojen füzyona uğrayana kadar kütle oluşturduğunda yaratılır. Bazı novalar, orta şiddette periyodik patlamalara sahip olarak tekrarlayıcıdır.

Yıldızların parlaklığı, ikili yıldızları örten yıldızlar gibi dışsal faktörler ve aşırı yıldız lekeleri oluşturan dönen yıldızlar nedeniyle farklılık gösterebilir. Tutulan bir ikilinin dikkate değer bir örneği, 2,87 günlük bir süre boyunca büyüklüğü düzenli olarak 2,1 ila 3,4 arasında değişen Algol'dür.

Yapı

Kararlı bir yıldızın içi hidrostatik bir denge halindedir : herhangi bir küçük hacim üzerindeki kuvvetler neredeyse tam olarak birbirini dengeler. Dengelenmiş kuvvetler, içe doğru yerçekimi kuvveti ve yıldız içindeki basınç gradyanı nedeniyle dışarı doğru bir kuvvettir . Basınç gradyanı, plazmanın sıcaklık gradyanı tarafından belirlenir; yıldızın dış kısmı çekirdeğinden daha soğuktur. Bir ana dizi veya dev yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık en az10 ⁷  bin _ Bir anakol yıldızının hidrojen yakan çekirdeğinde ortaya çıkan sıcaklık ve basınç, nükleer füzyonun meydana gelmesi ve yıldızın daha fazla çökmesini önlemek için yeterli enerjinin üretilmesi için yeterlidir .

Atom çekirdekleri çekirdekte kaynaştıkları için gama ışınları şeklinde enerji yayarlar. Bu fotonlar, çevredeki plazma ile etkileşime girerek çekirdekteki termal enerjiye katkıda bulunur. Ana dizideki yıldızlar, hidrojeni helyuma çevirerek çekirdekte yavaş ama sürekli artan bir helyum oranı oluşturur. Sonunda helyum içeriği baskın hale gelir ve çekirdekte enerji üretimi durur. Bunun yerine, 0,4 M _☉'den büyük yıldızlar için  füzyon, dejenere helyum çekirdeğinin etrafında yavaşça genişleyen bir kabukta meydana gelir .

Hidrostatik dengeye ek olarak, kararlı bir yıldızın içi, termal dengenin enerji dengesini koruyacaktır . İç kısım boyunca dışarıya doğru akan bir enerji akışıyla sonuçlanan radyal bir sıcaklık gradyanı vardır. Yıldız içindeki herhangi bir katmanı terk eden giden enerji akışı, aşağıdan gelen akışla tam olarak eşleşecektir.

Radyasyon bölgesi, yıldızın iç kısmında, dışarıya doğru enerji akışının radyal ısı transferine bağlı olduğu bölgedir, çünkü konvektif ısı transferi bu bölgede verimsizdir. Bu bölgede plazma bozulmayacak ve herhangi bir kütle hareketi yok olacaktır. Bunun olmadığı durumlarda, plazma kararsız hale gelir ve bir konveksiyon bölgesi oluşturarak konveksiyon meydana gelir . Bu, örneğin, çekirdeğin yakınında olduğu gibi çok yüksek enerji akışlarının meydana geldiği bölgelerde veya dış zarf gibi yüksek opaklığa sahip (radyatif ısı transferini verimsiz hale getiren) alanlarda meydana gelebilir .

Bir anakol yıldızının dış kabuğunda konveksiyonun meydana gelmesi, yıldızın kütlesine bağlıdır. Kütlesi Güneş'in birkaç katı olan yıldızlar, iç katmanların derinliklerinde bir konveksiyon bölgesine ve dış katmanlarda bir ışınım bölgesine sahiptir. Güneş gibi daha küçük yıldızlar, dış katmanlarda bulunan konvektif bölge ile tam tersidir. 0,4 M _☉'den daha az olan kırmızı cüce yıldızlar  baştan sona konvektiftir ve bu da bir helyum çekirdeğinin birikmesini engeller. Çoğu yıldız için konvektif bölgeler, yıldız yaşlandıkça ve iç yapı değiştikçe zamanla değişecektir.

Fotosfer, bir yıldızın bir gözlemci tarafından görülebilen kısmıdır. Bu, yıldızın plazmasının ışık fotonlarına şeffaf hale geldiği katmandır. Buradan, çekirdekte üretilen enerji uzaya yayılmak için serbest hale gelir. Ortalama sıcaklığın altında olan güneş lekelerinin göründüğü yer fotosferdir .

Fotosfer seviyesinin üzerinde yıldız atmosferi bulunur. Güneş gibi bir anakol yıldızında, atmosferin en alt seviyesi, fotosferin hemen üzerinde, spiküllerin belirdiği ve yıldız parlamalarının başladığı ince kromosfer bölgesidir . Bunun üzerinde, sıcaklığın yalnızca 100 km (62 mil) mesafe içinde hızla arttığı geçiş bölgesi vardır. Bunun ötesinde , birkaç milyon kilometreye kadar uzayabilen aşırı ısıtılmış bir plazma hacmi olan korona vardır. Bir koronanın varlığı, yıldızın dış katmanlarındaki bir konvektif bölgeye bağlı gibi görünmektedir. Korona, yüksek sıcaklığına rağmen, düşük gaz yoğunluğu nedeniyle çok az ışık yayar. Güneş'in korona bölgesi normalde yalnızca güneş tutulması sırasında görünür .

Koronadan, plazma parçacıklarından oluşan bir yıldız rüzgarı, yıldızlararası ortamla etkileşime girene kadar yıldızdan dışarı doğru genişler. Güneş için, güneş rüzgarının etkisi, heliosfer adı verilen kabarcık şeklindeki bir bölge boyunca uzanır .

Nükleer füzyon reaksiyon yolları

Çekirdekler birleştiğinde, kaynaşmış ürünün kütlesi, orijinal parçaların kütlesinden daha azdır. Bu kayıp kütle, kütle-enerji denklik ilişkisine göre elektromanyetik enerjiye dönüştürülür . Yıldızların çekirdeklerinde kütlelerine ve bileşimlerine bağlı olarak çeşitli nükleer füzyon reaksiyonları gerçekleşir. ${\displaystyle E=mc^{2}}$

Hidrojen füzyon işlemi sıcaklığa duyarlıdır, bu nedenle çekirdek sıcaklıkta orta düzeyde bir artış, füzyon hızında önemli bir artışa neden olur. Sonuç olarak, ana dizi yıldızlarının çekirdek sıcaklığı, küçük bir M sınıfı yıldız için yalnızca 4 milyon kelvin ile büyük bir O sınıfı yıldız için 40 milyon kelvin arasında değişir.

16 milyon kelvin çekirdekli Güneş'te, proton-proton zincir reaksiyonunda hidrojen birleşerek helyumu oluşturur :

4 ¹ H → 2 ² H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (2 x 0,4 M eV )

2 e ⁺ + 2 e ^- → 2 γ (2 x 1,0 MeV)

2 ¹ H + 2 ² H → 2 ³ O + 2 γ (2 x 5,5 MeV)

2 ³ O → ⁴ O + 2 ¹ H (12,9 MeV)

³ He ve ^{4 He'nin birleşerek 7} Be oluşturduğu ve sonunda (başka bir protonun eklenmesiyle) bir kazanç olan iki ⁴ He veren birkaç yol daha vardır .

Tüm bu reaksiyonlar, genel reaksiyonla sonuçlanır:

4 ¹ H → ⁴ O + 2γ + 2ν _e (26,7 MeV)

burada γ bir gama ışını fotonudur, ν _e bir nötrinodur ve H ve He sırasıyla hidrojen ve helyumun izotoplarıdır. Bu reaksiyon tarafından salınan enerji milyonlarca elektron volt cinsindendir. Her bireysel reaksiyon yalnızca çok az miktarda enerji üretir, ancak bu reaksiyonların çok büyük bir kısmı sürekli olarak gerçekleştiğinden, yıldızın radyasyon çıktısını sürdürmek için gerekli olan tüm enerjiyi üretirler. Karşılaştırıldığında, iki hidrojen gazı molekülünün bir oksijen gazı molekülü ile yanması yalnızca 5,7 eV açığa çıkarır.

Daha büyük kütleli yıldızlarda helyum, karbon-nitrojen-oksijen döngüsü adı verilen karbon tarafından katalize edilen bir reaksiyon döngüsünde üretilir .

Çekirdekleri 100 milyon kelvin ve kütleleri 0,5 ile 10  M _{☉ arasında olan evrimleşmiş yıldızlarda helyum,} berilyum ara elementini kullanan üçlü alfa işleminde karbona dönüştürülebilir :

⁴ O + ⁴ O + 92 keV → ^8* Be

⁴ He + ^8* Be + 67 keV → ^12* C

^12* C → ¹² C + γ + 7,4 MeV

Genel bir reaksiyon için:

3 ⁴ He → ¹² C + γ + 7,2 MeV

Büyük kütleli yıldızlarda, neon yakma işlemi ve oksijen yakma işlemi yoluyla daha ağır elementler büzülen bir çekirdekte yakılabilir . Yıldız nükleosentez işleminin son aşaması, kararlı demir-56 izotopunun üretimiyle sonuçlanan silikon yakma işlemidir . Daha fazla füzyon, enerji tüketen endotermik bir süreç olacaktır ve bu nedenle daha fazla enerji ancak yerçekimi çökmesi yoluyla üretilebilir.

20 M _☉ yıldız için füzyonun ana aşamalarının süresi 

Yakıt malzemesi	Sıcaklık (milyon kelvin)	Yoğunluk ( kg/cm 3 )	Yanma süresi (yıl olarak τ)
H	37	0,0045	8.1 milyon
O	188	0.97	1.2 milyon
C	870	170	976
ne	1.570	3.100	0.6
Ö	1.980	5.550	1.25
S/Si	3.340	33.400	0,0315

Ayrıca bakınız

• Füzör (astronomi)
• astronomi ana hatları
• yıldız zamanı
• yıldız saatler
• yıldız sayısı
• Kurguda yıldızlar ve gezegen sistemleri

Referanslar

Dış bağlantılar

• "Sınıflandırma Kodları Nasıl Çözülür" . Güney Avustralya Astronomi Topluluğu . Erişim tarihi : 20 Ağustos 2010 .
• Kaler, James. "Yıldızların Portreleri ve Takımyıldızları" . Illinois Üniversitesi Erişim tarihi : 20 Ağustos 2010 .
• Pickover, Cliff (2001). Cennetin Yıldızları . Oxford Üniversitesi Yayınları. ISBN 978-0-19-514874-9.
• Prialnick, Dina; et al. (2001). "Yıldızlar: Yıldız Atmosferleri, Yapısı ve Evrimi" . Andrews Üniversitesi . Erişim tarihi : 20 Ağustos 2010 .
• "Tanımlayıcıya, koordinatlara veya referans koduna göre yıldızı sorgula" . SİMBAD _ Center de Données astronomiques de Strasbourg . Erişim tarihi : 20 Ağustos 2010 .