Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan,[1] yoğun ve karanlık gökyüzünde
ışık saçan bir nokta olarak görünen plazma küresi. Biraraya toplanan yıldızların
oluşturduğu gökadalar görünür evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin
yıldız vardır[1] ve Dünya'ya en yakın yıldız Güneş'tir.
Günışığı dahil olmak üzere Dünya üzerindeki enerjinin çoğunun kaynağı Güneş'tir. Diğer yıldızlar, Güneş’in ışığı
altında kalmadıkları zaman yani geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların
parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa
çıkan enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışınım
(radyasyon) ile yayılmasıdır.
Gökbilimciler bir yıldızın tayfını,
parlaklığını ve uzaydaki hareketini gözlemleyerek
o yıldızın kütlesi, yaşı, kimyasal bileşimi ve bunun gibi birçok özelliğini
belirleyebilirler. Bir yıldızın toplam kütlesi, yıldızın gelişiminin ve sonunun
ana belirleyicisidir. Bir yıldızın gelişim süreci içinde bulunduğu aşamaya göre
çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı belirlenir. Sıcaklık ve parlaklık durumuna
göre işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı),
yıldızların güncel yaşını ve gelişim sürecindeki aşamasını belirlemek için
kullanılır.
Yıldız gelişiminin ilk halkası, hidrojen, bir miktar helyum ve çok az miktarda daha ağır öğelerden
oluşan ve içe doğru çökmeye başlayan bir madde bulutudur. Yıldız çekirdeği
yeteri kadar yoğunlaştıktan sonra içinde bulunan hidrojenin bir kısmı sürekli
olarak çekirdek kaynaşması tepkimesiyle helyuma çevrilir. Yıldızın geri kalan
kısmı, açığa çıkan erkeyi, ışınım ve ısıyayım (konveksiyon) birleşimiyle çekirdekten
uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve erke,
yıldız yüzeyinde bir yıldız rüzgârı yaratarak dış uzaya doğru ışınım
yoluyla yayılır.[2]
Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş'in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye
sahip olan yıldız[3] genişleyerek, daha ağır olan
öğeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak kırmızı
dev hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmı yıldızlararası
ortama salınarak, ağır öğelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli
yaratacak şekle dönüşür.[4]
İki ya da daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde
birbirine kütleçekim gücüyle bağlanmış ve genellikle birbirinin çevresinde
düzenli yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur. Birbirine çok yakın bir yörünge
izleyen yıldızların kütleçekimgücü ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde
önemli etkisi vardır.[5]
ışık saçan bir nokta olarak görünen plazma küresi. Biraraya toplanan yıldızların
oluşturduğu gökadalar görünür evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin
yıldız vardır[1] ve Dünya'ya en yakın yıldız Güneş'tir.
Günışığı dahil olmak üzere Dünya üzerindeki enerjinin çoğunun kaynağı Güneş'tir. Diğer yıldızlar, Güneş’in ışığı
altında kalmadıkları zaman yani geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların
parlamasının nedeni çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa
çıkan enerjinin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışınım
(radyasyon) ile yayılmasıdır.
Gökbilimciler bir yıldızın tayfını,
parlaklığını ve uzaydaki hareketini gözlemleyerek
o yıldızın kütlesi, yaşı, kimyasal bileşimi ve bunun gibi birçok özelliğini
belirleyebilirler. Bir yıldızın toplam kütlesi, yıldızın gelişiminin ve sonunun
ana belirleyicisidir. Bir yıldızın gelişim süreci içinde bulunduğu aşamaya göre
çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı belirlenir. Sıcaklık ve parlaklık durumuna
göre işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı),
yıldızların güncel yaşını ve gelişim sürecindeki aşamasını belirlemek için
kullanılır.
Yıldız gelişiminin ilk halkası, hidrojen, bir miktar helyum ve çok az miktarda daha ağır öğelerden
oluşan ve içe doğru çökmeye başlayan bir madde bulutudur. Yıldız çekirdeği
yeteri kadar yoğunlaştıktan sonra içinde bulunan hidrojenin bir kısmı sürekli
olarak çekirdek kaynaşması tepkimesiyle helyuma çevrilir. Yıldızın geri kalan
kısmı, açığa çıkan erkeyi, ışınım ve ısıyayım (konveksiyon) birleşimiyle çekirdekten
uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve erke,
yıldız yüzeyinde bir yıldız rüzgârı yaratarak dış uzaya doğru ışınım
yoluyla yayılır.[2]
Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş'in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye
sahip olan yıldız[3] genişleyerek, daha ağır olan
öğeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak kırmızı
dev hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmı yıldızlararası
ortama salınarak, ağır öğelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli
yaratacak şekle dönüşür.[4]
İki ya da daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde
birbirine kütleçekim gücüyle bağlanmış ve genellikle birbirinin çevresinde
düzenli yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur. Birbirine çok yakın bir yörünge
izleyen yıldızların kütleçekimgücü ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde
önemli etkisi vardır.[5]
