Yıldız
Yıldız yoğun ve ışık saçan bir plazma küresidir. Biraraya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar görünür evrenin hâkimidir. Günışığı dahil olmak üzere Dünya üzerindeki erkenin (enerji) çoğunun kaynağı bize en yakın yıldız olan 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 erkenin 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.
Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra en azından Güneş’in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldız 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.
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 kütleçekim gücü ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde önemli etkisi vardır.
Boğa takımyıldızında yer alan Ülker yıldız kümesi bir açık yıldız kümesidir.
NASA fotoğrafı
Konu Başlıkları
Gözlem tarihçesi
Yıldızların adlandırılması
Ölçüm birimleri
Oluşum ve gelişim
4.1 Önyıldız oluşumu
4.2 Ana dizi
4.3 Ana dizi ötesi
4.3.1 Büyük yıldızlar
4.3.2 Çöküş
Yaygınlık
Özellikler
6.1 Yaş
6.2 Kimyasal bileşim
6.3 Çap
6.4 Devinim
6.5 Kütle
6.6 Dönme
6.7 Sıcaklık
Işınım
7.1 Parlaklık
7.2 Kadir sınıfı
Sınıflandırma
Değişen yıldızlar
Yapı
Çekirdek kaynaşması tepkime yolları
Vikipedi özgür ansiklopedi
Yıldız yoğun ve ışık saçan bir plazma küresidir. Biraraya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar görünür evrenin hâkimidir. Günışığı dahil olmak üzere Dünya üzerindeki erkenin (enerji) çoğunun kaynağı bize en yakın yıldız olan 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 erkenin 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.
Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra en azından Güneş’in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldız 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.
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 kütleçekim gücü ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde önemli etkisi vardır.
Boğa takımyıldızında yer alan Ülker yıldız kümesi bir açık yıldız kümesidir.
NASA fotoğrafı
Konu Başlıkları
Gözlem tarihçesi
Yıldızların adlandırılması
Ölçüm birimleri
Oluşum ve gelişim
4.1 Önyıldız oluşumu
4.2 Ana dizi
4.3 Ana dizi ötesi
4.3.1 Büyük yıldızlar
4.3.2 Çöküş
Yaygınlık
Özellikler
6.1 Yaş
6.2 Kimyasal bileşim
6.3 Çap
6.4 Devinim
6.5 Kütle
6.6 Dönme
6.7 Sıcaklık
Işınım
7.1 Parlaklık
7.2 Kadir sınıfı
Sınıflandırma
Değişen yıldızlar
Yapı
Çekirdek kaynaşması tepkime yolları
Vikipedi özgür ansiklopedi
