Yıldız sayfasının kaynağını görüntüle

{{Diğer anlamı2|Yıldız}}
[[Dosya:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|küçükresim|Dünya'ya en yakın G-tipi bir ana kol yıldızı olan Güneş'in yapay olarak renklendirilmiş görüntüsü.]]
'''Yıldız''', ağırlıklı olarak [[hidrojen]] ve [[helyum]]dan oluşan,<ref name="Oxford">{{Oxford|star}}</ref> karanlık [[uzay]]da [[ışık]] saçan, [[gökyüzü]]nde bir [[Nokta (geometri)|nokta]] olarak görünen [[plazma]] [[küre]]sidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu [[galaksi]]ler, [[gözlemlenebilir evren]]in hâkimidir. [[Dünya]]'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır. Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda [[Dünya]] üzerindeki [[yaşam]]ın gerçekleşmesi için gerekli olan [[ısı]] ve [[ışık|ışığ]]ın kaynağı da olan [[Güneş]]'tir.<ref name="Oxford"/>

[[Güneş ışığı]] dâhil olmak üzere Dünya üzerindeki [[enerji]]nin çoğunun kaynağı Güneş'tir. Diğer yıldızlar, [[Dünya|yeryüzünden]] bakıldığında Güneş'in ışığı altında kalmadıkları zaman, yani [[gece]]leri gökyüzünde görünürler. Yıldızların parlamasının nedeni ise, çekirdeklerinde meydana gelen [[Nükleer füzyon|çekirdek kaynaşması]] (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan [[nükleer enerji]]nin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya [[radyasyon]] (ışınım) ile yayılmasıdır.

[[Astronom]]lar bir yıldızın [[Elektromanyetik spektrum|tayfını]], [[Kadir (astronomi)|parlaklığını]] ve uzaydaki hareketini gözlemleyerek o yıldızın kütlesi, yaşı, kimyasal bileşimi ve bunun gibi birçok özelliğini belirleyebilir. Bir yıldızın toplam kütlesi, yıldızın gelişiminin ve sonunun ana belirleyicisidir. Kütlelerine bakılarak bir yıldızın yaşam süresi tahmin edilebilir: Büyük yıldızlar az, Güneş gibi küçük yıldızlar ise çok yaşar.<ref name="ReferenceA">Sunay, Çağlar, Astronotlar Üşür mü, Türkiye İş Bankası Kültür Yayınları, 2017</ref>

Bir yıldızın gelişim süreci, içinde bulunduğu aşamaya göre çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı ile belirlenir. Sıcaklık ve parlaklık durumuna göre işaretlendikleri [[Hertzsprung-Russell diyagramı]] (H-R diyagramı), yıldızların güncel yaşını ve gelişim sürecindeki aşamasını belirlemek için kullanılır.
[[Dosya:Bob Star - M45 Carranza Field (by).jpg|küçükresim|sol|[[Ülker (yıldız kümesi)|Ülker yıldız kümesi]], [[Taurus (takımyıldız)|Boğa takımyıldızında]] yer alan bir [[Açık yıldız kümesi|açık yıldız kümesidir.]]]]
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 [[konveksiyon]] birleşimiyle çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve enerji, yıldız yüzeyinde bir [[Güneş rüzgârı|yıldız rüzgârı]] yaratarak dış uzaya doğru ışınım yoluyla yayılır.<ref name="sunshine">{{Web kaynağı | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html | başlık = How the Sun Shines | erişimtarihi = 30 Ağustos 2006 | yayımcı = Nobel Foundation | tarih = 29 Haziran 2000 | ilk = John N. | son = Bahcall | arşivurl = https://web.archive.org/web/20130616165517/http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html | arşivtarihi = 16 Haziran 2013 | ölüurl = hayır }}</ref>

Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş'in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldız<ref name="late stages" /> genişleyerek, daha ağır olan elementler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak [[kırmızı dev|kırmızı bir dev]] hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmı yıldızlararası ortama salınarak, ağır elementlerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli yaratacak şekle dönüşür.<ref>{{Web kaynağı | url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | başlık = Stellar Evolution & Death | erişimtarihi = 8 Haziran 2006 | yayımcı = NASA Observatorium | arşivurl = https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | arşivtarihi = 10 Şubat 2008 | ölüurl =evet}}</ref> Küçük yıldızlar, yaşamlarının sonuna geldiğinde sakin bir patlamayla ölürler. Ancak Güneş'ten milyonlarca kat daha büyük olan yıldızlar, ömürlerinin sonunda büyük ve korkunç bir patlamayla ölürler ve enerjilerini uzaya salarlar. Bu patlamaya [[süpernova]] patlaması denir. Bir süpernova patlaması sırasındaki yıldızın parlaklığı, bulunduğu [[galaksi]]deki tüm yıldızların toplam parlaklığına yaklaşır. [[Güneş]]'ten en az 20 kat daha ağır olan yıldızlar, süpernova patlamasından sonra bir [[Kara delik|kara deliğe]] dönüşürler.<ref name="ReferenceA"/>

[[Çift yıldız|İki]] ya da daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde birbirine [[kütleçekim]] gücüyle bağlanmış olan ve genellikle birbirinin çevresinde düzenli yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur. Birbirine çok yakın bir yörünge izleyen yıldızların [[Kütleçekim|kütleçekim gücü]] ile etkileşimlerinin evrimsel gelişimlerinde önemli etkisi vardır.<ref name="iben">{{Dergi kaynağı | soyadı=Iben | ad=Icko, Jr. | başlık=Single and binary star evolution | dergi=Astrophysical Journal Supplement Series | yıl=1991 | cilt=76 | sayfalar=55-114| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I |erişimtarihi=25 Kasım 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20071011134617/http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I |arşivtarihi=11 Ekim 2007 | ölüurl=hayır}}</ref>

== Etimoloji ==
Bir görüşe göre [[Türkçe]]de yer alan yıldız, yıldırım, ışık, ışın, alev, yalım, yalın, alaz/yalaz kelimeleri *''ya''- fiil kökünden türemiştir. Bu kelimeler "ışık saçmak, parlamak, aydınlatmak" anlamına gelmektedir.<ref>{{Dergi kaynağı|url=https://dergipark.org.tr/tr/pub/bilig/issue/25397/267993|başlık=Işın ve Işık Kelimeleri Nereden Geliyor?|erişimtarihi=13 Ekim 2023|id=JA79HY22KY|tarih=1 Aralık 2003|sayı=157|dil=Türkçe|sayfalar=157 - 178|yayıncı=DergiPark|ad=Fatma|soyadı=Özkan}}</ref> Kimi eski metinlerde farklı bir anlamda kullanıldığı görülür örneğin [[Maitreyasamitināṭaka]]’da ''yıltız'' ve [[Kutadgu Bilig]]'de ''yıldız'' biçiminde, “kök, esas” anlamında kullanılmıştır. [[Dîvânu Lugâti't-Türk]]'te ise yine ''yıldız'' biçiminde ancak "ağaç kökü" anlamında kullanılmıştır. Birçok [[Türk dilleri|Türki dilde]] de benzer kelimelere rastlanır: [[Gagavuzca]] ve [[Türkmence]] ''Yıldıs'', [[Kazakça]] ''Juldız'', [[Özbekçe]] ve [[Uygurca]] ''Yulduz'', [[Yakutça]] ''Sulus''.<ref>{{Dergi kaynağı|url=https://dergipark.org.tr/en/pub/oguztad/issue/72882/1107443|başlık=YILDIZ KELİMESİNİN KÖKENBİLİM AÇISINDAN DEĞERLENDİRİLMESİ|erişimtarihi=13 Ekim 2023|tarih=30 Eylül 2022|sayı=4|dil=Türkçe|sayfalar=12-21|yayıncı=DergiPark|ad=Burçin|soyadı=Çalışkan}}</ref>

== Gözlem tarihçesi ==
[[Dosya:Dibuix_de_Leo.png|küçükresim| İnsanlar eski zamanlardan beri yıldızların oluşturduğu desenlerden bir anlam çıkarmaya çalıştılar.<ref name="forbes" /> Resimde [[Leo (takımyıldız)|Aslan]] takımyıldızının 1690 yılında [[Johannes Hevelius]] tarafından çizilmiş bir tasviri yer almaktadır.<ref>{{Kitap kaynağı| ad=Johannis | soyadı=Hevelius | tarih=1690| başlık=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia| yer=Gdansk}}</ref>|216x216pik]]
[[Dosya:LeoCC.jpg|küçükresim| Çıplak gözle görülebildiği haliyle [[Leo (takımyıldız)|Aslan takımyıldızı]]. Çizgiler sonradan eklenmiştir.|309x309pik]]
Tarih boyunca yıldızlar, [[Uygarlık|medeniyetler]] için büyük bir anlam ifade etmiştir. Dini uygulamaların bir parçası olabildikleri gibi [[Göksel navigasyon|göksel seyir]] ve yön bulma amacıyla da kullanılmışlardır. Birçok eski astronom yıldızların [[Göksel küreler|Dünya'nın etrafını saran gök küreye]] kalıcı olarak sabitlendiğine ve değişmez olduklarına inanıyordu. Genel kanıya göre, astronomlar yıldızları [[Takımyıldız|takımyıldızlara ayırdılar]] ve onları [[gezegen]]lerin hareketlerini ve Güneş'in bu takımyıldızlar üzerindeki hareketini anlamak için kullandılar.<ref name="forbes">{{Kitap kaynağı | soyadı1=Forbes | ad1=George | başlık=History of Astronomy | yayıncı=Watts & Co. | yer=Londra | tarih=1909 | url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172 | isbn=978-1-153-62774-0 | erişimtarihi=6 Mayıs 2020 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20180828185512/http://www.gutenberg.org/ebooks/8172 | arşivtarihi=28 Ağustos 2018 | ölüurl=hayır }}</ref> Güneş'in arka plan yıldızlarına (ve ufka) karşı hareketi, tarımsal uygulamaları düzenlemek için kullanılabilecek takvimler oluşturmak için kullanıldı.<ref>{{Web kaynağı | url = http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | başlık = Other ancient calendars | erişimtarihi = 10 Aralık 2006 | yayıncı = WebExhibits | arşivurl = https://web.archive.org/web/20010209050212/http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | arşivtarihi = 9 Şubat 2001 | ölüurl = hayır }}</ref> Dünya'nın hemen hemen her yerinde kullanılan [[Miladi takvim]], en yakın yıldız olan Güneş'e göre dönme ekseninin açısını temel alan bir [[güneş takvimi]]dir.

Kesin olarak tarihlendirilen en eski [[Yıldız haritası (astronomi)|yıldız haritası]], M.Ö 1534'te [[Mısır astronomisi|Antik Mısır'lı astronomlar]] tarafından oluşturulmuştur.<ref>{{Dergi kaynağı|url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp|başlık=Dating the Oldest Egyptian Star Map|erişimtarihi=21 Ekim 2007|yazarlar=von Spaeth|tarih=2000|sayı=3|sayfalar=159-179|çalışma=[[Centaurus (dergi)|Centaurus]]|cilt=42|arşivurl=https://web.archive.org/web/20190126001022/http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp|arşivtarihi=26 Ocak 2019|ölüurl=hayır}}</ref> Bilinen [[Babil yıldız katalogları|en eski yıldız katalogları]] ise, [[Kassitler|Kassite Dönemi]]'nde (M.Ö. 1531-1155) [[Mezopotamya]]'nın [[Babil astronomisi|Babilli astronomları]] tarafından derlenmiştir.<ref name="north 1995 30 31">{{Kitap kaynağı|başlık=The Norton history of astronomy and cosmology|isbn=978-0-393-03656-5|url=https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort}}</ref>

[[Antik Yunan astronomisi|Yunan astronomisindeki]] ilk [[yıldız kataloğu]] M.Ö 300'lerde [[Aristillus]] tarafından [[Timocharis]]'in yardımlarıyla oluşturulmuştur.<ref>{{Kitap kaynağı| soyadı=Murdin | ad=P. |tarih=2000| bölüm=Aristillus (c. 200 BC)|doi=10.1888/0333750888/3440| başlık=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics|bibcode=2000eaa..bookE3440.| isbn=978-0-333-75088-9}}</ref> [[Hipparkos]]'un (M.Ö. 2. yüzyıl) yıldız kataloğu ise 1020 yıldız içeriyordu ve [[Batlamyus]] kendi kataloğunu oluştururken buradan fazlasıyla yararlanmıştır.<ref>{{Kitap kaynağı| ad=Gerd | soyadı=Grasshoff | tarih=1990| başlık=The history of Ptolemy's star catalogue| url=https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras | yayıncı=Springer | sayfalar=[https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras/page/n18 1]-5| isbn=978-0-387-97181-0}}</ref> Hipparkos tarihte kaydedilen ilk ''[[nova]]'' (yeni yıldız)'yı keşfetmesiyle tanınır.<ref>{{Web kaynağı | ad = Antonios D. | soyadı = Pinotsis | başlık = Astronomy in Ancient Rhodes | yayıncı = Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens | url = http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html | erişimtarihi = 2 Haziran 2009 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20111115183249/http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html | arşivtarihi = 15 Kasım 2011 | ölüurl = hayır }}</ref> Bugün kullanılan takımyıldız ve yıldız isimlerinin büyük bir kısmı Yunan astronomlar tarafından verilmiştir.

Göklerin göründüğü kadarıyla değişmediği düşünülse de, [[Çin astronomisi|Çinli astronomlar]] yeni yıldızların keşfedilebileceğinin farkındaydılar. M.S 185'te, şimdilerde [[SN 185]] olarak bilinen bir [[süpernova]] hakkında ilk gözlemi yapan ve hakkında yazanlar onlardı.<ref>{{Dergi kaynağı|başlık=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova|yazarlar=Zhao|tarih=2006|sayı=5|sayfalar=635-640|çalışma=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics|cilt=6}}</ref> Bilinen en parlak süpernova ise [[SN 1006|1006'da]] Mısırlı astronom [[Ali bin Rıdvan|Ali bin Ridvan]] ve birkaç Çinli astronom tarafından gözlemlenen [[SN 1006]] adlı süpernova idi.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html | başlık = Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star | erişimtarihi = 8 Haziran 2006 | tarih = 5 Mart 2003 | yayıncı = NAOA News | arşivurl = https://web.archive.org/web/20030402121341/http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html | arşivtarihi = 2 Nisan 2003 | ölüurl = hayır }}</ref> [[Yengeç Bulutsusu]]nu doğuran [[SN 1054]] adlı süpernova da Çinli ve Müslüman astronomlar tarafından gözlemlenebilmiştir.<ref name="SN1054">{{Web kaynağı | url = http://messier.seds.org/more/m001_sn.html | başlık = Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula | tarih = 30 Ağustos 2006 | çalışma = SEDS | yayıncı = University of Arizona | arşivurl = https://web.archive.org/web/20111017220557/http://messier.seds.org/more/m001_sn.html | arşivtarihi = 17 Ekim 2011 | erişimtarihi = 6 Mayıs 2020 | ölüurl = hayır }}</ref><ref name="PASP1942">{{Dergi kaynağı|başlık=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles|yazarlar=Duyvendak|tarih=Nisan 1942|sayı=318|sayfalar=91-94|çalışma=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|cilt=54}}<br /><br />
{{Dergi kaynağı|başlık=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects|yazarlar=Mayall|tarih=Nisan 1942|sayı=318|sayfalar=95-104|çalışma=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|cilt=54}}</ref><ref>{{Dergi kaynağı|başlık=Ancient records and the Crab Nebula supernova|yazarlar=Brecher|tarih=1983|yazarlarıgöster=1|sayfalar=106-113|çalışma=The Observatory|cilt=103}}</ref>

[[Orta Çağ İslam dünyasında astronomi|Ortaçağ'ın Müslüman astronomları]], günümüzde halen kullanılan [[Arapça yıldız isimleri listesi|birçok yıldıza Arapça isimler]] verdiler ve yıldızların pozisyonlarını hesaplayabilecek çok sayıda astronomik alet icat ettiler. ''[[Zic]]'' diye adlandırılan yıldız katalogları oluşturmak amacıyla ilk büyük [[gözlemevi]] araştırma enstitülerini kurdular.<ref>{{Dergi kaynağı|başlık=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili|yazarlar=Kennedy|tarih=1962|sayı=2|sayfalar=237-239|çalışma=[[Isis (dergi)|Isis]]|cilt=53}}</ref> Bunların arasında bir dizi yıldızı, [[yıldız kümesi]]ni (Omicron Velorum ve Brocchi'nin Kümeleri dahil) ve [[galaksi]]leri ([[Andromeda Galaksisi|Andromeda Gökadası]] dahil) gözlemleyen [[İranlılar|İranlı]] astronom [[Abdurrahman es-Sufî]] tarafından yazılan ''[[Sabit Yıldızlar Kitabı]]''<nowiki/>'dır (964).<ref name="Jones">{{Kitap kaynağı|başlık=Messier's Nebulae and Star Clusters|isbn=978-0-521-37079-0|url=https://books.google.com/books?id=IuhLR35I9QUC|erişimtarihi=6 Mayıs 2020|arşivurl=https://web.archive.org/web/20200727205307/https://books.google.com/books?id=IuhLR35I9QUC|arşivtarihi=27 Temmuz 2020|ölüurl=hayır}}</ref>

Josep Puig'e göre, [[Endülüs]]lü astronom [[İbn Bacce]], Samanyolu'nun neredeyse birbirine temas eden binlerce yıldızdan meydana geldiğini ve bunun nedeninin Dünya atmosferindeki [[Kırılma (fizik)|kırılımdan]] kaynaklanıyor olabileceğini ileri sürdü, M.S 1106-1107 yıllarında yaşanan Mars-Jüpiter [[kavuşum]]unu da buna kanıt olarak gösterdi. [[Tycho Brahe]] gibi ilk Avrupalı astronomlar, 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 [[Ötegezegen|başka gezegenler]] olabileceğini ve bir kısmının Dünya'ya benzeyebileceğini önerdi.<ref name="he history">{{Web kaynağı | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html | başlık = A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy | erişimtarihi = 24 Ağustos 2006 | tarih = 17 Ağustos 2006 | yayıncı = NASA HEASARC | arşivurl = https://web.archive.org/web/19980119095830/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html | arşivtarihi = 19 Ocak 1998 | ölüurl = hayır }}</ref> Bu düşünce daha önceden antik Yunan düşünürler [[Demokritos]] ve [[Epikür]]<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | başlık = Exoplanets | erişimtarihi = 15 Haziran 2012 | tarih = 24 Temmuz 2006 | yayıncı = ESO | arşivurl = https://web.archive.org/web/20081010140635/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | arşivtarihi = 10 Ekim 2008 | ölüurl = hayır }}</ref> ve [[Fahreddin er-Râzî]] gibi Orta Çağ [[Orta Çağ İslamında Kozmoloji|Müslüman kozmologları]]<ref>{{Dergi kaynağı|başlık=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization|yazarlar=Ahmad|tarih=1995|sayı=4|sayfalar=395-403 [402]|çalışma=Vistas in Astronomy|cilt=39}}</ref> tarafından dile getirilmiştir.<ref name="Setia">{{Dergi kaynağı|url=http://www.cis-ca.org/jol/vol2-no2/adi.pdf|başlık=Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey|yazarlar=Setia|tarih=2004|sayı=2|çalışma=Islam & Science|cilt=2|erişimtarihi=6 Mayıs 2020|arşivurl=https://web.archive.org/web/20200109010911/http://www.cis-ca.org/jol/vol2-no2/adi.pdf|arşivtarihi=9 Ocak 2020|ölüurl=hayır}}</ref> Sonraki yüzyılda yıldızların uzak güneşler olduğu görüşü astronomlar 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.<ref>{{Dergi kaynağı|url=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html|başlık=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy|erişimtarihi=24 Ağustos 2006|yazarlar=Hoskin|tarih=1998|sayfalar=207|çalışma=Library and Information Services in Astronomy III|cilt=153|arşivurl=https://web.archive.org/web/20221003112623/https://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html|arşivtarihi=3 Ekim 2022|ölüurl=hayır}}</ref>

İtalyan astronom [[Geminiano Montanari]] 1667 yılında [[Algol (yıldız)|Umacı]] yıldızının [[Kadir (astronomi)|parlaklığındaki]] değişimleri gözlemleyerek kaydetti. [[Edmond Halley]], yakınımızda bulunan bir çift "duran" yıldızın [[Özdevinim (gökbilim)|özdevinim]] hareketinin ilk ölçümlerini yayımlayarak, bu yıldızların Antik Yunan astronomlar [[Batlamyus]] ve [[İparhos]] zamanından beri konumlarını değiştirdiğini kanıtlamıştır.<ref name="he history"/>

Gökyüzündeki yıldızların dağılımını keşfetmeye karar veren ilk astronom [[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 [[Galaksi merkezi|merkezine]] doğru gittikçe arttığı sonucuna ulaşmıştır. Aynı çalışmayı güney yarımkürede tekrarlayan oğlu [[John Herschel]] de aynı yöndeki artışı tespit etmiştir.<ref>{{Dergi kaynağı|url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M|başlık=Are any of the nebulæ star-systems?|yazarlar=Proctor|tarih=1870|sayı=13|sayfalar=331-333|çalışma=Nature|cilt=1|erişimtarihi=25 Kasım 2006|arşivurl=https://web.archive.org/web/20180929170859/http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M|arşivtarihi=29 Eylül 2018|ölüurl=hayır}}</ref> 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]] [[Astronomik tayf ölçümü|yıldız tayf ölçümünün]] öncüleridir. [[Sirius]] gibi yıldızların tayfını Güneş ile kıyaslayarak [[Spektrum çizgisi|soğurma çizgilerinin]] (yıldız ışığı tayfının atmosferden geçerken belli frekanslarda soğurumu nedeniyle oluşan koyu çizgiler) sayı ve kuvvetlerindeki farklılıkları buldular. 1865 yılında Secchi yıldızları [[Yıldız sınıflandırma (astronomi)|tayf tiplerine]] göre sınıflamaya başladı.<ref>{{Web kaynağı|url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm|başlık=Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics|erişimtarihi=2 Ekim 2006|arşivtarihi=21 Temmuz 2011|arşivurl=https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm|yayıncı=[[Fairfield University]]|ölüurl=evet}}</ref> Ancak günümüzde kullanılan yıldız sınıflandırması [[Annie Jump Cannon|Annie J. Cannon]] tarafından 1900'lerde geliştirilmiştir. 
[[Dosya:Alpha_Centauri_AB_over_limb_of_Saturn_PIA10406.jpg|sol|küçükresim| [[Satürn]]'ün halkaları üstünde görünen [[Alfa Centauri|Alfa Centauri A]] ve [[Alfa Centauri|B]] ]]
Bir yıldıza olan mesafenin ilk doğrudan ölçümü (11.4 [[ışık yılı]] uzaklıktaki [[61 Cygni]]) 1838'de [[Iraklık açısı|paralaks]] tekniği kullanılarak [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]] tarafından yapıldı. Paralaks ölçümleri göklerdeki yıldızların geniş bir şekilde ayrıldığını gösterdi.<ref name="he history"/> Çift yıldızların gözlemlenmesi 19. yüzyılda giderek artan bir önem kazanmıştır. 1834 yılında [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]], [[Sirius]] yıldızının özdevinim hareketindeki değişiklikleri gözlemleyerek görünmeyen bir eş yıldızın var olduğu sonucuna vardı. [[Edward Charles Pickering|Edward Pickering]] 1899 yılında ilk olarak tayf üzerinde çift yıldızı bulduğunda, [[Mizar]] yıldızının 104 günlük periyotlarda ortaya çıkan tayf çizgilerindeki periyodik ayrılmayı gözlemliyordu. [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve|William Struve]] ve [[Sherburne Wesley Burnham|S. W. Burnham]] gibi astronomların birçok çift yıldız sistemini gözlemlerinin detayları [[Yörünge ögeleri|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.<ref>{{kitap kaynağı| ad=Robert G. |soyadı=Aitken|başlık=The Binary Stars|sayfa=66|yayıncı=Dover Publications Inc.|yer=New York|tarih=1964 | isbn=978-0-486-61102-0}}</ref> 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 (astronomi)|kadir]] derecesi ile [[fotoğrafik kadir]] derecesinin karşılaştırılması sonucunda belirlenebileceğini buldu. [[Fotoelektrik etkisi|Fotoelektrik]] [[ışıkölçer]]in (fotometrenin) geliştirilmesi birçok [[dalga boyu]] aralığında çok hassas kadir ölçümüne olanak verdi. 1921 yılında [[Albert Michelson|Albert A. Michelson]], [[Wilson Dağı Gözlemevi]]'ndeki Hooker teleskobunda [[interferometri]] kullanarak yıldız çapının ilk ölçümlerini yapmıştır.<ref>{{Dergi kaynağı|başlık=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer|yazarlar=Michelson|tarih=1921|sayı=5|sayfalar=249-259|çalışma=Astrophysical Journal|cilt=53}}</ref>

Yirminci yüzyılın başlarında yıldızların fiziksel temeli üzerine önemli çalışmalar yapılmıştır. 1913 yılında geliştirilen Hertzsprung-Russell diyagramı, yıldızların [[Astrofizik|astrofiziği]] üzerine çalışmaların ilerlemesini sağlamıştır. Yıldızların içini ve evrimini açıklayacak başarılı [[Astronomi sözlüğü|modeller]] geliştirilmiştir. İlk olarak 1925 yılında [[Cecilia Payne-Gaposchkin]] yazdığı bir doktora tezinde yıldızların ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluştuğunu önermiştir.<ref>{{Web kaynağı|url=http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html|başlık=" Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP|erişimtarihi=21 Şubat 2013|arşivtarihi=10 Ekim 2018|arşivurl=https://web.archive.org/web/20181010061013/http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html|yayıncı=[[University of California]]|ölüurl=evet}}</ref> [[Kuantum mekaniği|Kuantum fiziği]]ndeki gelişmelerle birlikte yıldız ışığının tayfları başarı ile açıklanabilmiştir. Bu sayede yıldızların [[yıldız gazyuvarı|atmosferlerinin]] kimyasal bileşimi de belirlenebilmiştir.<ref name="new cosmos" />
[[Dosya:Milky_Way_IR_Spitzer.jpg|küçükresim| NASA'nın [[Kızılötesi|kızılötesi ışınları]] algılayan [[Spitzer Uzay Teleskobu]] ile çekilmiş [[Samanyolu|Samanyolu galaksisi]] fotoğrafında yüz binlerce yıldız görünüyor. ]]
Süpernovalar hariç, tek yıldız sistemleri çoğunlukla [[Yerel Grup]]'ta<ref>{{Dergi kaynağı|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003AJ....125.1298B/abstract|başlık=Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31|yazarlar=Battinelli|tarih=2003|sayı=3|sayfalar=1298-1308|çalışma=The Astronomical Journal|cilt=125|erişimtarihi=6 Mayıs 2020|arşivurl=https://web.archive.org/web/20200409003925/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003AJ....125.1298B/abstract|arşivtarihi=9 Nisan 2020|ölüurl=hayır}}</ref> ve özellikle Samanyolu'nun görünür kısmında (galaksimiz için mevcut detaylı yıldız kataloglarında gösterildiği gibi) gözlemlenmiştir.<ref>{{Haber kaynağı|url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa|başlık=Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission|erişimtarihi=5 Ağustos 2007|tarih=8 Aralık 1997|yayıncı=ESA|arşivurl=https://web.archive.org/web/20110609152125/http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa|arşivtarihi=9 Haziran 2011|ölüurl=hayır}}</ref> Ancak kimileri Dünya'dan yaklaşık 100 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan [[Başak kümesi|Başak Kümesi]]'nin M100 adlı galaksisinde de gözlemlenebilmiştir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/ | başlık = Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet | erişimtarihi = 5 Ağustos 2007 | tarih = 26 Ekim 1994 | yayıncı = Hubble Site | arşivurl = https://web.archive.org/web/20070802083404/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/ | arşivtarihi = 2 Ağustos 2007 | ölüurl = hayır }}</ref> [[Başak Süperkümesi]]'nde yıldız kümelerini görmek mümkündür ve mevcut teleskoplar prensipte Yerel Gruptaki zayıf ışığa sahip tek yıldız sistemlerini gözlemleyebilir<ref>{{Haber kaynağı|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/|başlık=Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe|erişimtarihi=2 Ağustos 2007|tarih=25 Mayıs 1999|yayıncı=Hubble Site|arşivurl=https://web.archive.org/web/20161219184540/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/|arşivtarihi=19 Aralık 2016|ölüurl=hayır}}</ref> (bkz. [[Sefe değişeni|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<ref>{{Haber kaynağı|url=http://news.ubc.ca/2007/01/08/archive-media-releases-2007-mr-07-001/|başlık=UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.|erişimtarihi=28 Haziran 2015|tarih=8 Ocak 2007|yayıncı=UBC Public Affairs|arşivurl=https://web.archive.org/web/20150630223830/http://news.ubc.ca/2007/01/08/archive-media-releases-2007-mr-07-001/|arşivtarihi=30 Haziran 2015|ölüurl=hayır}}</ref> (daha önce gözlemlenen en uzak yıldız kümesinden çok daha fazla yıldıza sahiptir).

Şubat 2018'de, ilk kez astronomlar, [[reiyonizasyon]] döneminde ([[Büyük Patlama]]'dan yaklaşık 180 milyon yıl sonrasında)<ref name="NAT-20180228">{{Dergi kaynağı|url=https://www.nature.com/articles/d41586-018-02616-8|başlık=Astronomers detect light from the Universe's first stars – Surprises in signal from cosmic dawn also hint at presence of dark matter.|erişimtarihi=28 Şubat 2018|yazarlar=Gibney|tarih=28 Şubat 2018|çalışma=[[Nature (dergi)|Nature]]|arşivurl=https://web.archive.org/web/20180301070444/https://www.nature.com/articles/d41586-018-02616-8|arşivtarihi=1 Mart 2018|ölüurl=hayır}}</ref> ilk oluşan yıldız formlarından dolaylı olarak ışık tespit ettiler.

Nisan 2018'de, astronomlar [[MACS J1149 Lensed Star 1|Icarus]] (resmi adıyla MACS J1149 Lensed Star 1) adında en uzakta yer alan (Dünya'dan yaklaşık 9 milyar ışık yılı uzaklıkta) bir [[Anakol|anakol yıldızı]] tespit etmiştir.<ref name="NA-20180402">{{Dergi kaynağı|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018NatAs...2..334K/abstract|başlık=Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens|yazarlar=Kelly, Patrick L.|tarih=2 Nisan 2018|yazarlarıgöster=etal|sayı=4|sayfalar=334-342|çalışma=[[Nature (dergi)|Nature]]|cilt=2|erişimtarihi=6 Mayıs 2020|arşivurl=https://web.archive.org/web/20200614125548/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018NatAs...2..334K/abstract|arşivtarihi=14 Haziran 2020|ölüurl=hayır}}</ref><ref name="SPC-20180402">{{Web kaynağı | url = https://www.space.com/40171-cosmic-alignment-reveals-most-distant-star-yet.html | başlık = Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen | erişimtarihi = 2 Nisan 2018 | tarih = 2 Nisan 2018 | çalışma = [[Space.com]] | arşivurl = https://web.archive.org/web/20180403173635/https://www.space.com/40171-cosmic-alignment-reveals-most-distant-star-yet.html | arşivtarihi = 3 Nisan 2018 | ölüurl = evet }}</ref>

Mayıs 2018'de, astronomlar, [[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 oksijenin tespit edildiği en uzak yerdir.<ref>{{Dergi kaynağı|url=http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1815/eso1815a.pdf|başlık=The onset of star formation 250 million years after Big Bang|yazarlar=Hashimoto|tarih=Mayıs 2018|sayı=7705|sayfalar=75-83|çalışma=Nature|cilt=20|erişimtarihi=6 Mayıs 2020|arşivurl=https://web.archive.org/web/20201020182613/https://eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1815/eso1815a.pdf|arşivtarihi=20 Ekim 2020|ölüurl=hayır}}</ref>

== Yıldızların adlandırılması ==
Takımyıldız kavramının [[Babil]]liler 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 [[astroloji]]nin temelini oluşturmuştur. Belirgin olan birçok yıldıza da genelde [[Arapça]] ya da [[Latince]] isimler verilmiştir.
 
Takımyıldızların bazılarının ve Güneş'in kendi [[Mitoloji|mitleri]] bulunur.<ref name="mythology">{{Web kaynağı | url = http://www.frostydrew.org/observatory/courses/myths/booklet.htm | başlık = Myths, Legends and Lore | erişimtarihi = 13 Ağustos 2006 | yayımcı = Frosty Drew Observatory | ilk = Leslie S. | son = Coleman | arşivurl = https://web.archive.org/web/20120204043208/http://www.frostydrew.org/observatory/courses/myths/booklet.htm | arşivtarihi = 4 Şubat 2012 | ölüurl = evet }}</ref> Bunların ölülerin ruhu ya da tanrılar oldukları düşünülürdü. Örneğin Umacı yıldızının [[Gorgonlar|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 (mitoloji)|Merkür]], [[Venüs (mitoloji)|Venüs]], [[Mars (mitoloji)|Mars]], [[Jüpiter (mitoloji)|Jüpiter]] ve [[Satürn (mitoloji)|Satürn]].<ref name="mythology" /> ([[Uranüs (mitoloji)|Uranüs]] ve [[Neptün (mitoloji)|Neptün]] de [[Yunan mitolojisi|Yunan]] ve [[Roma mitolojisi|Roma tanrılarıdır]]; ancak her ikisi de eski çağlarda düşük parlaklıkları yüzünden bilinmiyordu. Bu gezegenlerin isimleri daha sonraki astronomlar tarafından verilmiştir.
 
1600'lerde takımyıldızların isimleri gökyüzünün o bölgesindeki yıldızları adlandırmak için kullanılıyordu. Alman astronom [[Johann Bayer]]’in bir dizi yıldız haritası yaratarak her takımyıldızdaki yıldızı Yunan harfleriyle tanımlamasıyla [[Bayer belirtmesi]]ni oluşmuştur. Daha sonraları İngiliz astronom [[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").<ref name="naming">{{Web kaynağı | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309 | başlık = The Naming of Stars | erişimtarihi = 13 Ağustos 2006 | yayımcı = National Maritime Museum | arşivurl = https://web.archive.org/web/20071029035356/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309 | arşivtarihi = 29 Ekim 2007 | ölüurl =evet}}</ref> Bazı özel şirketler yıldızlara isim sattıklarını <!--?-->iddia eder ancak bunlar ne bilim topluluğu tarafından tanınır ne de kullanılır.<ref name="naming" /> Astronomi ile ilgilenenler bu tip davranışları, yıldızların adlandırılma prosedürünü bilmeyen insanları hedef seçen bir tür dolandırıcılık olarak görür.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html | başlık = Can you pay $35 to get a star named after you? | erişimtarihi = 13 Ağustos 2006 | yayımcı = The Straight Dope | tarih = 1 Nisan 1998 | ilk = Cecil | son = Adams | arşivurl = https://web.archive.org/web/20080512091604/http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html | arşivtarihi = 12 Mayıs 2008 | ölüurl = hayır }}</ref>

== Ölçü birimleri ==
Yıldız değişkenlerinin çoğu [[Uluslararası Birimler Sistemi|MKS]] ölçüm sistemi ile belirtilse de bazen [[CGS birim sistemi|cgs]] ölçüm sistemi de kullanılır (örneğin parlaklığın [[erg]]/saniye olarak belirtilmesi gibi.) [[Kütle]], [[Güneşsel aydınlatma gücü|aydınlatma gücü]] ve [[yarıçap]] genel olarak Güneş'in özelliklerinin temel alındığı birimlerle ifade edilir. 2015 yılında IAU, yıldız değişkenlerini belirtebilmek için kullanılabilecek bir dizi ''nominal'' güneş değeri (belirsizlikler olmadan SI sabitleri olarak tanımlanmıştır) tanımladı:

:{|
| [[Güneşsel aydınlatma gücü|nominal güneş aydınlatma gücü]]:
| ''L''<sub>⊙</sub> = {{kayma|3.828 × 10<sup>26</sup> W}}<ref name="Prsa16">{{Akademik dergi kaynağı
 | soyadı1=Prsa | ad1=A. | soyadı2=Harmanec | ad2=P. | soyadı3=Torres | ad3=G. | soyadı4=Mamajek | ad4=E. |yazarlarıgöster=etal| başlık=Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3| çalışma=Astronomical Journal | tarih=2016 | cilt=152
 | sayı=2 | sayfa=41 |bibcode=2016AJ....152...41P
 |doi=10.3847/0004-6256/152/2/41 |arxiv=1605.09788| issn = 0004-6256}}</ref>
|-
| [[Güneş yarıçapı|nominal güneş yarıçapı]]:
| ''R''<sub>⊙</sub> = {{kayma|6.957 × 10<sup>8</sup> m}}<ref name="Prsa16"/>
|}

[[Güneş kütlesi]] M<sub>⊙</sub>, [[Kütle çekimi sabiti|Newton yerçekimi sabiti]] G'nin büyük bağıl belirsizliği (10 <sup>−4</sup>) nedeniyle IAU tarafından açıkça tanımlanmadı. Bununla birlikte, Newton yerçekimi sabiti ve güneş kütlesi (GM⊙) çarpıldığında elde edilen sonucun çok daha hassas olduğu bilindiğinden, IAU nominal güneş kütlesi değişkenini şu şekilde tanımlamıştır:

:{|
| nominal güneş kütlesi değişkeni:
| ''GM''<sub>⊙</sub> = {{kayma|1.3271244 × 10<sup>20</sup> m<sup>3</sup> s<sup>−2</sup>}}<ref name="Prsa16"/>
|}

Bununla birlikte, CODATA'nın en güncel Newton yerçekimi sabiti tahmini (2014) kullanılarak nominal güneş değişkeni yaklaşık 1.9885 × 1030&nbsp;kg olarak ölçülebilir. Parlaklık, yarıçap, kütle değişkeni ve kütle için kesin değerler, gözlemsel belirsizlikler nedeniyle gelecekte biraz değişecekse de 2015 IAU nominal sabitleri, yıldız değişkenlerini belirtmek için oldukça yararlı olduklarından aynı SI değerlerinde kalacaktır.

Dev bir yıldızın yarıçapı ya da bir çift yıldız sisteminin [[ana eksen]]i gibi büyük uzunluklar genellikle [[astronomik birim]] (AU) ile belirtilir. Bir AU yaklaşık olarak Dünya ile Güneş arasındaki ortalama uzaklığa eşittir. (150 milyon km veya yaklaşık 93 milyon mil). IAU 2012'de, [[astronomik sabit]]i tam 149.597.870.700 m olarak tanımladı.<ref name="Prsa16"/>

== Oluşum ve gelişim ==
{{Ana|Yıldız evrimi}}
[[Dosya:Star_life_cycles_red_dwarf_en.svg|küçükresim|upright=1.36|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 bulut]]lar'' 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.<ref>
{{Dergi kaynağı|başlık=Theoretical models of star formation|yazarlar=Woodward|tarih=1978|sayı=1|sayfalar=555-584|çalışma=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|cilt=16}}
</ref> Çoğu yıldız düzinelerce ilâ yüz binlerce yıldızı içerebilen yıldız gruplarının içinde doğar.<ref>
{{Dergi kaynağı|başlık=Embedded Clusters in Molecular Clouds|yazarlar=Lada|tarih=2003|sayı=1|sayfalar=57-115|çalışma=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|cilt=41}}
</ref> Bu bulutlardan [[O-tipi yıldızlar|büyük yıldızlar]] oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp [[iyon]]laştırırlar ve bir [[H II bölgesi]] yaratırlar. Yıldız oluşumundan kaynaklanan bu tür etkiler nihayetinde bulutu bozabilir ve yeni yıldız oluşumunu engelleyebilir.

Tüm yıldızlar ömürlerinin büyük 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, astronomlar genellikle yıldızları kütlelerine göre gruplandırırlar:<ref>
{{Kitap kaynağı|url=|başlık=The origin and evolution of planetary nebulae.|erişimtarihi=|tarih=|çalışma=|yayıncı=|isbn=978-0-521-62313-1}}
</ref>

* 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 yaşı]]ndan daha büyük olduğundan şu ana kadar herhangi bir helyum beyaz cücesi bulunmamaktadır. 
* Kütlesi 0.5 M<sub>⊙</sub> ilâ 1.8–2.5 M<sub>⊙</sub> olan ''düşük kütleli yıldızlar'' (Güneş buraya dahildir), çekirdeklerindeki hidrojen tükendiğinde kırmızı dev haline gelir ve çekirdeklerindeki [[Helyum parlaması|helyum ani bir parlamayla]] yanmaya başlar; girdikleri [[asimptotik dev kol]] devresinde karbon-oksijen içerikli bir çekirdek geliştirirler; nihayetinde dış katmanlarını uzaya salarak [[Gezegenimsi nebula|gezegensel bir bulutsu]] oluştururlar ve geriye kalan çekirdekleri de artık bir beyaz cücedir. 
* Kütlesi 1.8–2.5 M<sub>⊙</sub> ila 5–10 M<sub>⊙</sub> olan ''Orta kütleli yıldızlar'', düşük kütleli yıldızlara benzer evrimsel aşamalardan geçer; ancak [[kırmızı dev evresi]]nde 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<sub>⊙</sub> kütleye sahiptir (azami 5–6 M<sub>⊙</sub>). 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 ===
{{Ana|Yıldız oluşumu}}
Bir yıldızın oluşumu, bir moleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir [[süpernova]]nın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki [[Etkileşen galaksi|galaksinin çarpışmasından]] oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar.<ref>
{{Dergi kaynağı|başlık=Sequential formation of subgroups in OB associations|yazarlar=Elmegreen|tarih=1977|sayfalar=725-741|çalışma=Astrophysical Journal, Part 1|cilt=214}}
</ref><ref>
{{Dergi kaynağı|başlık=The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region|yazarlar=Getman|tarih=2012|yazarlarıgöster=1|sayı=4|sayfalar=2917-2943|çalışma=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|cilt=426}}
</ref> [[Jeans Kararsızlığı]] kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.<ref>
{{Kitap kaynağı|başlık=The Origin of Stars|url=https://archive.org/details/originstars00smit|tarih=2004|sayfalar=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n70 57]-68|yayıncı=Imperial College Press}}
</ref>
[[Dosya:Witness_the_Birth_of_a_Star.jpg|küçükresim|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 kütleçekimsel enerji ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu [[hidrostatik denge]] durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir [[önyıldız]] oluşur.<ref>{{Web kaynağı|url=http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm|başlık=Slow Contraction of Protostellar Cloud|erişimtarihi=5 Eylül 2006|arşivtarihi=23 Haziran 2008|arşivurl=https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm|çalışma=Self-published|ölüurl=evet}}</ref> Bu [[anakol öncesi yıldız]]lar genelde bir [[ön gezegen diski]]yle çevrelenmiştir. kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.
[[Dosya:W40_star-forming_region.jpg|küçükresim| Yakındaki [[Westerhout 40|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 momentum]]unu azaltabilir ve [[Herbig-Haro cismi|Herbig-Haro nesneleri]] olarak bilinen küçük bulutlar oluşabilir.<ref name="smith04">
{{Kitap kaynağı|başlık=The origin of stars|url=https://archive.org/details/originstars00smit|tarih=2004|sayfa=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n189 176]|yayıncı=Imperial College Press}}
</ref> Bu jetler, yakındaki devasa yıldızlardan gelen radyasyon ile birlikte, yıldızın oluştuğu çevreleyen bulutun uzaklaştırılmasına yardımcı olabilir.<ref>{{Haber kaynağı|url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html|başlık=Herschel finds a hole in space|erişimtarihi=17 Mayıs 2010|yazarlar=Megeath|tarih=11 Mayıs 2010|yayıncı=ESA|arşivurl=https://web.archive.org/web/20121020174616/http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html|arşivtarihi=20 Ekim 2012|ölüurl=hayır}}</ref>

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

=== Anakol evresi ===
{{Ana|Anakol}}
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.<ref>
{{Dergi kaynağı|başlık=Stellar evolution from the zero-age main sequence|yazarlar=Mengel|tarih=1979|yazarlarıgöster=1|sayfalar=733-791|çalışma=Astrophysical Journal Supplement Series|cilt=40}}</ref> Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş'in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.<ref name="sun_future">
{{Dergi kaynağı|başlık=Our Sun. III. Present and Future|yazarlar=Sackmann|tarih=1993|sayfa=457|çalışma=Astrophysical Journal|cilt=418}}
</ref>

Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir [[Güneş rüzgârı|yıldız rüzgârı]] üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen bu kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10<sup>−14</sup> Güneş kütlesi kadar ya da diğer bir deyişle tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01'i kadar bir kütle kaybeder.<ref>
{{Dergi kaynağı|başlık=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2002-07-20_574_1/page/n415|yazarlar=Wood|tarih=2002|yazarlarıgöster=1|sayı=1|sayfalar=412-425|çalışma=The Astrophysical Journal|cilt=574}}
</ref> Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10<sup>−7</sup> ile 10<sup>−5</sup> Güneş kütlesi arasında madde kaybeder. 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile hayatlarına başlayan yıldızlar anakolda kaldıkları süre boyunca toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilirler.<ref>
{{Dergi kaynağı|başlık=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind|yazarlar=de Loore|tarih=1977|sayı=2|sayfalar=251-259|çalışma=Astronomy and Astrophysics|cilt=61}}
</ref><ref>{{Web kaynağı|url=http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html|başlık=The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun|erişimtarihi=17 Kasım 2015|yayıncı=Royal Greenwich Observatory|arşivurl=https://web.archive.org/web/20151118161020/http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html|arşivtarihi=18 Kasım 2015|ölüurl=evet}}</ref> 
[[Dosya:H-R_diagram_-edited-3.gif|küçükresim|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 10<sup>10</sup> 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 cüce]]ye 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. Astronomide helyumdan ağır elementlerin tamamı "metal" olarak değerlendirilir ve bu elementlerin kimyasal [[derişim]]ine [[metallik]] denir. Yıldızın metalliği, yakıtını yakacağı süreyi etkiler ve mıknatıssal alanların oluşumunu kontrol eder<ref>
{{Dergi kaynağı|başlık=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests|yazarlar=Pizzolato|tarih=2001|yazarlarıgöster=1|sayı=2|sayfalar=597-607|çalışma=Astronomy & Astrophysics|cilt=373}}
</ref><ref>{{Web kaynağı|url=http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html|başlık=Mass loss and Evolution|erişimtarihi=26 Ağustos 2006|arşivtarihi=22 Kasım 2004|arşivurl=https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html|tarih=18 Haziran 2004|yayıncı=UCL Astrophysics Group|ölüurl=evet}}</ref> ve yıldız rüzgârının gücünü değiştirir. Daha yaşlı [[Yıldızlar öbeği|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 ===
{{Ana|Altdev|Kırmızı dev|Yatay dal|Kırmızı küme|Asimptotik dev kol}}
[[Dosya:Betelgeuse_captured_by_ALMA.jpg|küçükresim| 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.<ref name="late stages">{{Web kaynağı | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | başlık = Late stages of evolution for low-mass stars | erişimtarihi = 4 Ağustos 2006 | yayıncı = Rochester Institute of Technology | arşivurl = https://web.archive.org/web/20031020210136/http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | arşivtarihi = 20 Ekim 2003 | ölüurl = hayır }}</ref> Kırmızı dev formunu aldıkça dış katmanları genişlemeye ve soğumaya başlar. Yaklaşık 5 &nbsp; milyar yıl sonra Güneş helyumu kaynaştırma aşamasına gelecek ve yarıçapı 1 [[astronomik birim]]e ve mevcut boyutu da 250 katına çıkacak fakat mevcut kütlesinin %30'unu kaybedecektir.<ref name="sun_future"/><ref name="sun_future_schroder">{{Dergi kaynağı|başlık=Distant future of the Sun and Earth revisited|yazarlar=Schröder|tarih=2008|sayı=1|sayfalar=155-163|çalışma=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|cilt=386}}
See also {{Haber kaynağı|url=https://www.newscientist.com/article/dn13369|başlık=Hope dims that Earth will survive Sun's death|erişimtarihi=24 Mart 2008|yazarlar=Palmer|tarih=22 Şubat 2008|çalışma=NewScientist.com news service|arşivurl=https://web.archive.org/web/20120415105707/http://www.newscientist.com/article/dn13369|arşivtarihi=15 Nisan 2012|ölüurl=hayır}}</ref>

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 dal]]ına 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 küme]]de biraz zaman harcar.<ref name="iben" />

Yıldız çekirdeğindeki helyumu kaynaştırdığında açığa çıkan karbon, dışı helyum kabuğu ile örtülü çok daha sıcak bir çekirdeği meydana getirir. Yıldız [[Asimptotik dev kol|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 ====
{{Ana|Üstdev|Üstündev|Wolf-Rayet yıldızı}}
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar önce [[Mavi üstdev|mavi]] ve sonra da [[Kırmızı üstdev|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 yıldızı]]na dönüşebilir.

Helyum büyük bir yıldızın çekirdeğinde tükendiğinde, çekirdek kasılır ve sıcaklık ve basınç [[karbon]]u kaynaştıracak kadar yükselir (bkz. [[Karbon yakma işlemi]]). Bu süreç, [[oksijen]] (bkz. [[Oksijenin yanma süreci|Oksijen yakma işlemi]]), [[neon]] (bkz. [[Neonun yanma süreci|Neon yakma işlemi]]) ve [[Silikon|silikon'un]] ([[Silisyumun yanma süreci|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.<ref>{{Web kaynağı | url = https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p5.html | başlık = The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae | erişimtarihi = 5 Ocak 2016 | yayıncı = Penn Stats College of Science | arşivurl = https://web.archive.org/web/20130524040819/https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p5.html | arşivtarihi = 24 Mayıs 2013 | ölüurl = evet }}</ref>

Son aşamaya, yıldız [[demir]] üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir atomu çekirdeği diğer ağır elementlerin çekirdeklerinden daha sıkıca [[Bağlanma enerjisi|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 [[Nükleer fisyon|fisyonla]] serbest bırakılamaz.<ref name="sneden">{{Dergi kaynağı|başlık=Astronomy: The age of the Universe|url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_2001-02-08_409_6821|yazarlar=Sneden|tarih=8 Şubat 2001|sayı=6821|sayfalar=[https://archive.org/details/sim_nature-uk_2001-02-08_409_6821/page/673 673]-675|çalışma=Nature|cilt=409}}</ref>

==== Çöküş ====
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.<ref>{{Dergi kaynağı |başlık=White dwarf stars|tarih=1980|sayı=2|sayfalar=363-398|dergi=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|cilt=18|soyadı1=Liebert|ad1=J.|bibcode=1980ARA&A..18..363L|doi=10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}</ref> 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 cüce]]lere dönüşeceklerdir.
[[Dosya:Crab_Nebula.jpg|küçükresim|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 bozunması 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 galaksinın tamamından daha parlaktır. [[Samanyolu]]nda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir.<ref name="supernova">{{Web kaynağı | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | başlık = Introduction to Supernova Remnants | erişimtarihi = 16 Temmuz 2006 | tarih = 6 Nisan 2006 | yayıncı = Goddard Space Flight Center | arşivurl = https://web.archive.org/web/20001019165524/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | arşivtarihi = 19 Ekim 2000 | ölüurl = evet }}</ref>

Yıldızın maddesinin çoğu, süpernova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi [[Süpernova kalıntısı|bulutlar]] oluşturur.<ref name="supernova"/> 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 [[kara delik]] olur.<ref>
{{Dergi kaynağı|başlık=Black-hole formation from stellar collapse|yazarlar=Fryer|tarih=2003|sayı=10|sayfalar=S73-S80|çalışma=[[Classical and Quantum Gravity]]|cilt=20}}
</ref> 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.<ref name="supernova"/>

==== Çift yıldızlar ====
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 lobu]]nu taşar ise kendi kütlesinin bir kısmını diğer yıldıza aktarabilir. Roche lobu taştığında ise [[Kataklizmik değişen yıldızlar|felaket değişkenleri]] ve [[tip Ia süpernova]]ları dahil olmak üzere çeşitli fenomenler ortaya çıkabilir.

== Yaygınlık ==
[[Dosya:Sirius A and B artwork.jpg|sol|küçükresim|upright=1.1|Beyaz cüce yıldız Sirius B'nin Sirius A çevresindeki yörüngede dönüşünün bir ressam tarafından tasviri. ''NASA resmi'']]

Yıldızların çoğunluğunun kütleçekimi ile birbirine bağlı çoklu yıldız sistemlerinde 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.<ref>{{Basın açıklaması kaynağı |yayımcı=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |tarih=30 Ocak 2006 |url=http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html |başlık=Most Milky Way Stars Are Single |erişimtarihi=16 Temmuz 2003 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20080706224030/http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html |arşivtarihi=6 Temmuz 2008 |ölüurl=hayır }}</ref>

Daha geniş kümelere [[yıldız kümesi]] denir. Bunlar birkaç yıldızlık [[yıldız topluluğu|yıldız topluluklarından]] yüzlerce, binlerce yıldızdan oluşan devasa [[Küresel yıldız kümesi|küresel kümelere]] kadar sıralanırlar.
 
Yıldızlar [[evren]]de düzenli bir şekilde dağılmamış ve normalde yıldızlararası gaz ve tozla birlikte galaksilerde toplanmışlardır. Sıradan bir galaksiiçinde yüzlerce milyar yıldız bulunur ve [[gözlemlenebilir evren]]de 100 milyardan (10<sup>11</sup>) daha fazla galaksivardır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 | başlık = What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | erişimtarihi = 18 Temmuz 2006 | yayımcı = Royal Greenwich Observatory | arşivurl = https://web.archive.org/web/20071010122331/http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 | arşivtarihi = 10 Ekim 2007 | ölüurl =evet}}</ref> Genelde yıldızların sadece galaksilerde olduğuna inanılsa da galaksilerarası yıldızlar da bulunmuştur.<ref>{{Haber kaynağı | başlık=Hubble Finds Intergalactic Stars | yayımcı=Hubble News Desk | tarih=14 Ocak 1997 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/ | erişimtarihi=6 Kasım 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20070802145446/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/ | arşivtarihi=2 Ağustos 2007 | ölüurl=hayır }}</ref>

Astronomlar [[gözlemlenebilir evren]]de en azından 70 [[Büyük sayıların adları|seksilyon]] (7×10<sup>22</sup>) yıldız olduğunu tahmin etmektedir.<ref>{{Haber kaynağı | başlık=Astronomers count the stars | yayımcı=BBC News | tarih=22 Temmuz 2003 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3085885.stm | erişimtarihi=18 Temmuz 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20180418172602/http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3085885.stm | arşivtarihi=18 Nisan 2018 | ölüurl=hayır }}</ref> Bu Samanyolumuzda bulunan 300 milyar yıldızın 230 milyar katıdır.
 
Güneş'ten sonra Dünya'ya en yakın yıldız 39,9 trilyon (10<sup>12</sup>) kilometre ya da 4,2 [[ışık yılı]] uzaklıkta olan [[Proxima Centauri]]’dir. Bu yıldızın ışığının dünyaya ulaşması için 4,2 yıl gerekmektedir. [[Space Shuttle|Uzay Mekiği]]’nin yörünge hızıyla (saniyede 8 kilometre — yaklaşık saatte 30,000 kilometre) yolculuk edersek Proxima Centauri’ye ulaşmak için 150.000 yıl gerekecektir.<ref>3.99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> yıl.</ref> Buna benzer uzaklıklar [[Şişkinlik (gökbilim)|galaksitekerlerinde]], Güneş’in çevresi de dahil olmak üzere tipik uzaklıklardır.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=J. Holmberg, C. Flynn | başlık=The local density of matter mapped by Hipparcos | dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | cilt=313 | basım=2 | yıl=2000 | sayfalar=209-216| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H | erişimtarihi=18 Temmuz 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20071011123821/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H |arşivtarihi=11 Ekim 2007 | ölüurl=hayır}}</ref> Yıldızlar galaksilerin merkezinde ve [[Küresel yıldız kümesi|küresel kümelerde]] birbirlerine çok daha yakın olabildikleri gibi, [[galaksi halesi]]nde çok daha uzak olabilirler.

Düşük yoğunlukları nedeniyle galaksilerde yıldızların birbiriyle çarpışmasının oldukça nadir olduğu düşünülür. Ancak galaksimerkezi ile küresel kümenin çekirdeği gibi daha yoğun bölgelerde bu çarpışmalara daha sık rastlanır.<ref name="DarkMatter">{{Haber kaynağı | başlık=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic | yayımcı=CNN News | tarih=2 Haziran 2000 | url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | erişimtarihi=21 Temmuz 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | arşivtarihi=7 Ocak 2007 | ölüurl=hayır }}</ref> Bu tür çarpışmalar sonucunda [[mavi başıboş]]lar diye bilinen oluşumlar olur. Bunlar anakolda aynı parlaklığa sahip yıldızlardan daha yüksek yüzey sıcaklığına sahip anormal yıldızlardır.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=J. C. Lombardi, Jr., J. S. Warren, F. A. Rasio, A. Sills, A. R. Warren | başlık=Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers | dergi=The Astrophysical Journal | yıl=2002 | cilt=568 | sayfalar=939-953| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...568..939L |erişimtarihi=25 Kasım 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20070820004719/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...568..939L |arşivtarihi=20 Ağustos 2007 | ölüurl=hayır}}</ref>

== Özellikler ==

Yıldızların hemen hemen tüm özelliklerini başlangıçtaki kütlesi belirler. Bu özelliklerin arasında parlaklık, büyüklük, yıldızın gelişimi, yaşam süresi ve kaçınılmaz sonu da bulunur.
 
=== Yaş ===
Yıldızların çoğu 1 milyar ile 10 milyar yıl arasında yaşa sahiptir. Bazı yıldızlar gözlemlenen evrenin yaşı olan 13,7 milyar yaşına yakındır.<ref>{{Haber kaynağı | son=Whitehouse | ilk=Dr. David | başlık='Oldest' star found in galaxy | yayımcı=BBC News | tarih=31 Ekim 2002 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/2381935.stm | erişimtarihi=13 Ağustos 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20060314204942/http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/2381935.stm |arşivtarihi=14 Mart 2006 | ölüurl=hayır}}</ref> 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 cüce]]ler yakıtlarını çok yavaş yaktıklarından on ile yüz milyar yıl arasında yaşarlar.

{| class="wikitable" style="text-align: center;"
|+ Kütlelerine göre yıldızların her bir evrede geçirdikleri süre<ref>{{Dergi kaynağı | başlık=Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?
 | soyadı1=Lopez | ad1=Bruno | soyadı2=Schneider | ad2=Jean
 | soyadı3=Danchi | ad3=William C. |yazarlarıgöster=1
 | dergi=The Astrophysical Journal
 | cilt=627 | sayı=2 | sayfalar=974-985| tarih=Temmuz 2005
 |doi=10.1086/430416 | arxiv=astro-ph/0503520
 |bibcode=2005ApJ...627..974L }} See Table 1.</ref>
|-
! Kütle
!width="20%"| Anakol
!width="20%"| Altdev
!width="20%"| Kırmızı dev
!width="20%"| 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 ===
{{Ana|Metallik|Yıldız kimyası}}
Yıldızlar oluştuklarında yaklaşık kütlelerinin %71'i hidrojen, %27'i helyum,<ref>{{Kitap kaynağı| ad=Judith A. | soyadı=Irwin | tarih=2007| başlık=Astrophysics: Decoding the Cosmos| url=https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair | yayıncı=John Wiley and Sons | isbn=978-0-470-01306-9| sayfa=[https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair/page/78 78]|bibcode=2007adc..book.....I }}</ref> 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html | başlık = A "Genetic Study" of the Galaxy | erişimtarihi = 10 Ekim 2006 | yayımcı = ESO | tarih = 12 Eylül 2006 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20080706165740/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html | arşivtarihi = 6 Temmuz 2008 | ölüurl =evet}}</ref> Metallerin oranı ayrıca yıldızın bir gezegen sisteminin olması olasılığının da bir göstergesi olabilir.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=D. A. Fischer, J. Valenti | başlık=The Planet-Metallicity Correlation | dergi=The Astrophysical Journal | yıl=2005 | cilt=622 | basım=2 | sayfalar=1102-1117| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F | erişimtarihi=25 Kasım 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20171025130138/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F | arşivtarihi=25 Ekim 2017 | ölüurl=hayır }}</ref> Daha ağır elementlerin varlığı, yıldızın bir gezegen sistemine sahip olma olasılığını arttırır.<ref>{{Akademik dergi kaynağı | soyadı1=Fischer | ad1=D.A.| soyadı2=Valenti | ad2=J. | başlık=The Planet-Metallicity Correlation| url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2005-04-01_622_2/page/n351 | çalışma=The Astrophysical Journal | tarih=2005 | cilt=622 | sayı=2| sayfa=1102–1117 |bibcode=2005ApJ...622.1102F |doi= 10.1086/428383}}</ref>

Bugüne kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip olan yıldız HE1327-2326 no.lu cücedir. Güneş'in demir içeriğinin 200.000'de birine sahiptir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | başlık = Signatures Of The First Stars | erişimtarihi = 10 Ekim 2006 | yayımcı = ScienceDaily | tarih = 17 Nisan 2005 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160612195003/https://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | arşivtarihi = 12 Haziran 2016 | ölüurl = hayır }}</ref> Bunun aksine demir zengini [[Mu Leonis|μ Leonis]] Güneş'in sahip olduğunun iki katı kadar demir içeriğine sahipken bir gezegene sahip olan [[14 Herculis]] bunun üç katı kadarına sahiptir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı | soyadı=Feltzing | ad=S. | authorlink=Sofia Feltzing | soyadı2=Gonzalez | ad2=G. | başlık=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates | çalışma=Astronomy & Astrophysics | tarih=2000 | cilt=367 | sayı=1 | sayfalar=253-265|bibcode=2001A&A...367..253F |doi=10.1051/0004-6361:20000477 | url=http://lup.lub.lu.se/search/ws/files/4419103/624132.pdf |erişimtarihi=21 Mayıs 2020 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20200730080745/https://lup.lub.lu.se/search/ws/files/4419103/624132.pdf |arşivtarihi=30 Temmuz 2020 | ölüurl=hayır}}</ref> Spektrumlarında, belirli elementlerin (özellikle [[krom]] ve [[Nadir toprak elementi|nadir toprak elementleri]]) olağan dışı bolluklarını gösteren kimyasal açıdan [[tuhaf yıldız|tuhaf]] olarak tanımlanabilecek yıldızlar da vardır. Güneş de dahil olmak üzere daha soğuk dış atmosfere sahip yıldızlar çeşitli iki ve çok atomlu moleküller oluşturabilir.<ref>{{Kitap kaynağı| ad1=Uffe G. | soyadı1=Jørgensen| başlık=Molecules in Astrophysics: Probes and Processes| kısım=Cool Star Models | cilt=178| seri=International Astronomical Union Symposia. Molecules in Astrophysics: Probes and Processes| editör-ad=Ewine F. | editör-soyadı=van Dishoeck| yayıncı=Springer Science & Business Media| yıl=1997 | isbn=978-0792345381 | sayfa=446|bölümurl=https://books.google.com/books?id=VW50otz5v8sC&pg=PA446}}</ref>

=== Çap ===
[[Dosya:Well known stars 2.png|sağ|küçükresim|upright=1.26|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 [[Işık titremesi|göz kırpan]] parlak noktalar olarak insan gözüne görünürler. Yıldız tekerleri yeryüzündeki optik teleskoplar tarafından gözlemlenemeyecek kadar küçük [[açısal boyut]]larda olduklarından bu nesnelerin resimlerini alabilmek için [[interferometri]] 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.<ref>{{Haber kaynağı | başlık=The Biggest Star in the Sky | yayımcı=ESO | tarih=11 Mart 1997 | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html | erişimtarihi=10 Temmuz 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20080521190501/http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html | arşivtarihi=21 Mayıs 2008 | ölüurl=evet}}</ref>

Yıldızlar bir şehirden daha büyük olmayan nötron yıldızlarından [[Orion (takımyıldız)|Orion takımyıldızında]] bulunan ve Güneş'in 1.000 katı büyük olan yaklaşık 1,6 milyar kilometrelik çapı olan [[Betelgeuse]] gibi [[üstdev]]lere kadar sıralanırlar.<ref name=dolan2016>{{Akademik dergi kaynağı| başlık=Evolutionary Tracks for Betelgeuse| çalışma=The Astrophysical Journal| cilt=819 | sayı=1| sayfalar=7| yıl=2017| soyadı1=Dolan | ad1=Michelle M. | soyadı2=Mathews | ad2=Grant J.| soyadı3=Lam | ad3=Doan Duc | soyadı4=Lan | ad4=Nguyen Quynh| soyadı5=Herczeg | ad5=Gregory J. | soyadı6=Dearborn | ad6=David S. P.|bibcode= 2016ApJ...819....7D |doi=10.3847/0004-637X/819/1/7| arxiv=1406.3143 }}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı |yazar=Graham M. Harper |yıl=2008 |çalışma=The Astronomical Journal |cilt=135 |sayfalar=[https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2008-04_135_4/page/1430 1430]-1440|doi=10.1088/0004-6256/135/4/1430 |bibcode=2008AJ....135.1430H |başlık=A New VLA-HIPPARCOS Distance to Betelgeuse and Its Implications|sayı=4 |yazarlarıgöster=1 |soyadı2=Brown |ad2=Alexander |soyadı3=Guinan |ad3=Edward F.}}</ref> Ancak Betelgeuse'ün yoğunluğu Güneş'inkinden çok daha azdır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | başlık = Variable Star of the Month — December, 2000: Alpha Orionis | erişimtarihi = 13 Ağustos 2006 | yayımcı = AAVSO | tarih = 1 Aralık 2000 | ilk = Kate | son = Davis | arşivurl = https://web.archive.org/web/20100615074039/http://aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | arşivtarihi = 15 Haziran 2010 | ölüurl = hayır }}</ref>

=== Devinim ===
[[Dosya:Pleiades large.jpg|küçükresim|[[Ülker (yıldız kümesi)|Ülker]], [[Boğa takımyıldızı]]nda yer alan bir [[açık yıldız kümesi]]. Bu yıldızlar uzayda ortak hareket etmektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı| soyadı=Loktin | ad=A. V.| başlık=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster| dergi=Astronomy Reports | cilt=50 | sayı=9| sayfalar=714-721|tarih=Eylül 2006|doi=10.1134/S1063772906090058 |bibcode=2006ARep...50..714L}}</ref>]]

Bir yıldızın Güneş'e göre hareketi yıldızın kaynağı ve yaşı için olduğu kadar yapısı ve bulunduğu galaksinin 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html | başlık = Hipparcos: High Proper Motion Stars | erişimtarihi = 10 Ekim 2006 | yayımcı = ESA | tarih = 10 Eylül 1999 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20050424040351/http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html | arşivtarihi = 24 Nisan 2005 | ölüurl = evet }}</ref>

[[Dikeyhız]] yıldızın Güneş'e doğru ya da Güneş'ten uzağa olan hızıdır. Bu hız tayf çizgilerindeki [[Doppler etkisi|doppler kayması]] ile belirlenir ve birimi kilometre/saniyedir.

Her iki hareket hızı da belirlendikten sonra bir yıldızın Güneş'e ya da galaksiye 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 galaksidüzlemine eğik olan eliptik yörüngeleri bulunur.<ref>{{Dergi kaynağı | son=Johnson | ilk=Hugh M. | başlık=The Kinematics and Evolution of Population I Stars | dergi=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | yıl=1957 | cilt=69 | basım=406 | sayfalar=54| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957PASP...69...54J |erişimtarihi=25 Kasım 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20071011123650/http://adsabs.harvard.edu/abs/1957PASP...69...54J |arşivtarihi=11 Ekim 2007 | ölüurl=hayır}}</ref> Yakındaki yıldızların devinimlerinin karşılaştırılması sonucunda [[Yıldız topluluğu|yıldız toplulukları]] da tanımlandı. Bunlar büyük bir olasılıkla oluşumlarının kaynağında aynı dev moleküler bulutları paylaşıyorlardı.

=== Manyetik alan ===
[[Dosya:Suaur.jpg|küçükresim|[[SU Aurigae]] yıldızının ([[T Tauri yıldızı|T Tauri tipinde]] genç bir yıldız) yüzey manyetik alanı, [[Zeeman–Doppler görüntüleme tekniği|Zeeman-Doppler görüntüleme tekniği]] ile yeniden yaratılmıştır.]]
Bir yıldızın [[manyetik alan]]ı, [[Konveksiyon|konvektif]] dolaşımın meydana geldiği iç kısımlarda oluşur. İletken plazmanın bu hareketi, bir [[Dinamo teorisi|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 döngü]]ler, 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html | başlık = X-rays from Stellar Coronas | erişimtarihi = 21 Haziran 2007 | tarih = 6 Haziran 2005 | yayıncı = The Astrophysics Spectator | arşivurl = https://web.archive.org/web/20060225111800/http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html | arşivtarihi = 25 Şubat 2006 | ölüurl = evet }}</ref>

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.<ref>{{Dergi kaynağı|url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/|başlık=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo|erişimtarihi=21 Haziran 2007|yazarlar=Berdyugina|tarih=2005|sayı=1|sayfalar=8|çalışma=Living Reviews in Solar Physics|cilt=2|arşivurl=https://web.archive.org/web/20160614003046/http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/|arşivtarihi=14 Haziran 2016|ölüurl=hayır}}</ref> Örneğin, 70 yıl süren [[Maunder Minimum]] dönemi boyunca hiç güneş lekesi oluşmamıştır.

=== Kütle ===
[[Dosya:EtaCarinae.jpg|küçükresim|sağ|upright=0.91|[[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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | başlık = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | erişimtarihi = 13 Ağustos 2006 | yayımcı = Astronomical Society of the Pacific | tarih = 1998 | ilk = Smith | son = Nathan | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | arşivtarihi = 18 Haziran 2016 | ölüurl =evet}}</ref> Yakın geçmişte yapılan [[Arches kümesi]]ndeki bir çalışma evrenin içinde bulunduğu dönem içinde 150 [[güneş kütlesi]]nin üst sınır olduğunu önermektedir.<ref>{{Haber kaynağı | başlık=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy | yayımcı=NASA News | tarih=3 Mart 2005 | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | erişimtarihi=4 Ağustos 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20190503142535/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | arşivtarihi=3 Mayıs 2019 | ölüurl=hayır }}</ref> 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.

[[Büyük Patlama|Big Bang]]'ten hemen sonra oluşan yıldızlar, bileşimlerinde [[lityum]]dan daha ağır metal bulunmaması nedeniyle 300 güneş kütlesi ya da daha büyük olabilirler.<ref>{{Haber kaynağı | başlık=Ferreting Out The First Stars | yayımcı=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | tarih=22 Eylül 2005 | url=http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0531.html | erişimtarihi=5 Eylül 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20060907012445/http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0531.html | arşivtarihi=7 Eylül 2006 | ölüurl=evet }}</ref> Bu aşırı büyük [[Yıldızlar öbeği|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|AB Doradus C]] yıldızı, çekirdeğinde çekirdek kaynaşması süren bilinen en küçük yıldızdır.<ref>{{Haber kaynağı | başlık=Weighing the Smallest Stars | yayımcı=ESO | tarih=1 Ocak 2005 | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-02-05.html | erişimtarihi=13 Ağustos 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20060820012657/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-02-05.html | arşivtarihi=20 Ağustos 2006 | ölüurl=evet}}</ref> 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | başlık = Are They Planets or What? | erişimtarihi = 8 Haziran 2006 | yayımcı = Carnegie Institution of Washington | tarih = 3 Nisan 2001 | ilk = Alan | son = Boss | arşivurl = https://web.archive.org/web/20090814045325/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | arşivtarihi = 14 Ağustos 2009 | ölüurl =evet}}</ref><ref name="minimum">{{Web kaynağı | url = http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | başlık = Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed | erişimtarihi = 23 Ağustos 2006 | yayımcı = New Scientist | tarih = 17 Ağustos 2006 | ilk = David | son = Shiga | arşivurl = https://web.archive.org/web/20060902015116/http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | arşivtarihi = 2 Eylül 2006 | ölüurl = hayır }}</ref> 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.<ref name="minimum" /><ref>{{Haber kaynağı | başlık=Hubble glimpses faintest stars | yayımcı=BBC | tarih=18 Ağustos 2006 | url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/5260008.stm | erişimtarihi=22 Ağustos 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20060821213807/http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/5260008.stm |arşivtarihi=21 Ağustos 2006 | ölüurl=hayır}}</ref> Bundan daha küçük boyutta olan yıldızlara [[kahverengi cüce]]ler denir ve yıldızlar ile [[gaz devi|gaz devleri]] arasında çok iyi tanımlanamamış bölgede yer alırlar.

Yıldızın yarıçapı ve kütlesi yüzeydeki kütleçekimini belirler. Dev yıldızlar anakoldaki yıldızlardan daha düşük bir yüzey kütleçekimine sahip iken beyaz cüceler gibi yozlaşmış yoğun yıldızların yüzey kütleçekimi daha büyüktür. Yüzey kütleçekimi yıldız ışığının tayfını etkiler; daha yüksek kütleçekimi [[Spektrum çizgisi|soğurma çizgilerini]] genişletir.<ref name="new cosmos" />

=== Dönme ===
Yıldızların dönme hızı [[tayfölçümü|tayf ölçümü]] ile yaklaşık olarak tahmin edilebilir ya da [[Güneş lekeleri|yıldız lekelerinin]] dönme hızının izlenmesiyle daha kesin olarak belirlenebilir. Genç yıldızlar [[ekvator]]larında 100&nbsp;km/s'yi geçen büyük dönme hızlarına sahiptir. Örneğin B sınıfı yıldız [[Ağız (yıldız)|Achernar]] kutuplar arasındaki uzaklıktan %50 daha büyük bir eşlek çapına yol açan yaklaşık 225&nbsp;km/s'lik ya da daha büyük bir eşlek dönme hızına sahiptir. Bu hız ulaşıldığında yıldızın parçalanacağı dönüşül (kritik) hız olan 300&nbsp;km/s'den çok az düşük olan bir hızdır.<ref>{{Haber kaynağı | başlık=Flattest Star Ever Seen | yayımcı=ESO | tarih=11 Haziran 2003 | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html | erişimtarihi=3 Ekim 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20061007165607/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html | arşivtarihi=7 Ekim 2006 | ölüurl=evet}}</ref> Karşılaştırıldığında Güneş ancak her 25 – 35 günde bir döner ve ekvator dönme hızı 1.994&nbsp;km/s'dir. Bir yıldız anakol üzerinde gelişimini sürdürürken, mıknatıssal alanı ve yıldız rüzgârı dönme hızını önemli miktarda azaltmaktadır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html | başlık = Introduction to Plasma Physics: A graduate course | erişimtarihi = 4 Ekim 2006 | yayımcı = The University of Texas at Austin | tarih = 16 Şubat 2006 | ilk = Richard | son = Fitzpatrick | arşivurl = https://web.archive.org/web/20100308122630/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html | arşivtarihi = 8 Mart 2010 | ölüurl =evet}}</ref>

[[Sıkışık yıldız]] 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.<ref>{{Dergi kaynağı | son=Villata | ilk=Massimo | başlık=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs | dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | yıl=1992 | cilt=257 | basım=3 | sayfalar=450-454| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.257..450V |erişimtarihi=25 Kasım 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20071011094426/http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.257..450V |arşivtarihi=11 Ekim 2007 | ölüurl=hayır}}</ref> Bunun yanı sıra bir [[pulsar]]ın (atarca) dönme hızı oldukça yüksektir. Örneğin Yengeç bulutsusunun merkezindeki atarca saniyede 30 kere döner.<ref>{{Haber kaynağı | başlık=A History of the Crab Nebula | yayımcı=ESO | tarih=30 Mayıs 1996 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1996/22/astrofile/ | erişimtarihi=3 Ekim 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20060928092322/http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1996/22/astrofile/ |arşivtarihi=28 Eylül 2006 | ölüurl=hayır}}</ref> Atarcanın dönme hızı ışınım nedeniyle giderek yavaşlayacaktır.

=== Sıcaklık ===
Anakoldaki bir yıldızın yüzey [[Sıcaklık|sıcaklığı]] çekirdekteki enerji üretim hızı ve yıldızın yarıçapı ile belirlenir ve genellikle yıldızın [[renk ölçeği]]nden hesap edilir.<ref name="astronomynotes">{{Web kaynağı|url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|başlık=Properties of Stars: Color and Temperature|erişimtarihi=9 Ekim 2007|arşivtarihi=26 Haziran 2007|arşivurl=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|tarih=20 Ağustos 2007|çalışma=Astronomy Notes|yayıncı=Primis/McGraw-Hill, Inc.|ölüurl=evet}}</ref> 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm | başlık = Review of Heat Flow Inside Stars | erişimtarihi = 5 Temmuz 2007 | çalışma = Self-published | arşivurl = https://web.archive.org/web/20180608003304/http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm | arşivtarihi = 8 Haziran 2018 | ölüurl = hayır }}</ref> Bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık birkaç milyon [[kelvin]]e ulaşabilir.<ref name="aps_mss">{{Web kaynağı | url = http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html | başlık = Main Sequence Stars | erişimtarihi = 10 Ekim 2006 | tarih = 16 Şubat 2005 | yayıncı = The Astrophysics Spectator | arşivurl = https://web.archive.org/web/20060225030653/http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html | arşivtarihi = 25 Şubat 2006 | ölüurl = hayır }}</ref>

Yıldız sıcaklığı değişik elementlerin enerji kazanma ya da [[iyonlaşma]] hızını belirleyebileceğinden tayf üzerinde karakteristik soğurma çizgileri olarak belirirler. Bir yıldızın yüzey sıcaklığı, [[mutlak parlaklık|mutlak parlaklığı]] ve soğurma özellikleri ile yıldızın sınıflandırılmasında kullanılır. (aşağıdaki sınıflandırma bölümüne bakın).<ref name="new cosmos">{{kitap kaynağı| soyadı1=Unsöld | ad1=Albrecht | başlık=The New Cosmos| yayıncı=Springer | yer=New York| tarih=2001 |basım = 5 |sayfalar=180-185, 215-216| isbn=978-3-540-67877-9}}</ref>

Anakolda yer alan büyük yıldızlar 50,000&nbsp;[[Kelvin|K]]'e varan yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler. Güneş gibi daha küçük olan yıldızların yüzey sıcaklıkları birkaç bin K.'dir. Kırmızı devler 3,600&nbsp;K gibi görece düşük bir yüzey sıcaklığına sahip olmalarına rağmen çok geniş dış yüzey alanları nedeniyle yüksek parlaklığa sahiptirler.<ref name="zeilik">{{Kitap kaynağı|başlık=Introductory Astronomy & Astrophysics|url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil|tarih=1998|sürüm=4th|sayfa=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/321 321]|yayıncı=Saunders College Publishing|isbn=978-0-03-006228-5}}</ref>

== Işınım ==
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.<ref>{{Haber kaynağı | son=Roach | ilk=John | başlık=Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind | yayımcı=National Geographic News | tarih=27 Ağustos 2003 | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html | erişimtarihi=13 Haziran 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20060629191309/http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html |arşivtarihi=29 Haziran 2006 | ölüurl=hayır}}</ref>

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 çekirdeği]]ni oluşturmak için kaynaşsa oluşan çekirdek kaynaşması tepkimesinden [[gama ışını]] [[foton]] salınır. Bu enerji yıldızın dış katmanlarına ulaştığında [[Işık|görünür ışığın]] da dahil olduğu diğer [[Işınım enerjisi|elektromanyetik enerjiye]] dönüşür.
 
Bir yıldızın görünür ışığının doruk [[Frekans|titreşim sayısınca]] belirlenen (frekansı) [[renk|rengi]] yıldızın [[Işık yuvarı|fotosferini]] de içeren dış katmanlarına bağlıdır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | başlık = The Colour of Stars | erişimtarihi = 13 Ağustos 2006 | yayımcı = Australian Telescope Outreach and Education | arşivurl = https://web.archive.org/web/20131203222826/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | arşivtarihi = 3 Aralık 2013 | ölüurl =evet}}</ref> Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği elektromanyetik radyasyon türleri de yayar. Aslında yıldızların elektromanyetik radyasyonu [[elektromanyetik spektrum]]un en uzun [[dalga boyu]] olan [[radyo dalgaları]] ve [[kızılötesi]]den en kısa dalga boyu olan [[Ultraviyole|morötesi]], [[X ışını]] ve [[gama ışını]]na kadar tamamını kapsar. Yıldızların elektromanyetik radyasyonunun görünür ya da görünmez tüm bileşenleri özellikleri ayırt etmede önem taşır.
 
[[Astronomik tayf ölçümü|Yıldız tayfını]] kullanan astronomlar yıldızın yüzey sıcaklığını, [[yüzey kütle çekimi]]ni, metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler. Paralaks ölçümüyle yıldızın uzaklığı da biliniyorsa parlaklığı da belirlenebilir. Daha sonra yıldız modellemelerine bakılarak kütle, yarıçap, yüzey kütleçekimi ve dönme sıklığı (frekansı) tahmin edilebilir. [[Çift yıldız]] sistemlerindeki yıldızların kütlesi doğrudan ölçülebilir. [[kütleçekimsel mikromercekleme]] yöntemi de bir yıldızın kütlesini belirler.<ref>{{Haber kaynağı | başlık=Astronomers Measure Mass of a Single Star — First Since the Sun | yayımcı=Hubble News Desk | tarih=15 Temmuz 2004 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/24/text/ | erişimtarihi=24 Mayıs 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20060302101111/http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/24/text/ |arşivtarihi=2 Mart 2006 | ölüurl=hayır}}</ref>) Bu değişkenleri kullanan astronomları yıldızın yaşını da tahmin edebilir.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=D. R. Garnett, H. A. Kobulnicky | başlık=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation | dergi=The Astrophysical Journal | yıl=2000 | cilt=532 | sayfalar=1192-1196 | url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/dergi/issues/ApJ/v532n2/50245/50245.text.html?erFrom=8598845313603918123Guest }}{{Ölü bağlantı|date=Aralık 2022 }}</ref>

=== Parlaklık ===
Astronomideparlaklık, bir yıldızın birim [[zaman]]da yaydığı [[ışık|ışığın]] ya da diğer [[ışınım enerjisi]]nin 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 (yıldız)|Vega]] yıldızının kutuplarında, ekvatorunda olduğundan daha fazla enerji akısı (birim alan başına güç) gerçekleşir.<ref>{{Haber kaynağı|url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html|başlık=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator|erişimtarihi=18 Kasım 2007|tarih=10 Ocak 2006|yayıncı=National Optical Astronomy Observatory|yazar=Staff|arşivurl=https://web.archive.org/web/20190524103812/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html|arşivtarihi=24 Mayıs 2019|ölüurl=evet}}</ref>
 
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<ref name="Michelson Starspots">{{Dergi kaynağı | yazar=A. A. Michelson, F. G. Pease | başlık=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | dergi=Living Reviews in Solar Physics | yayımcı=Max Planck Society | yıl=2005 | url=http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-8 | erişimtarihi=25 Kasım 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20191213080959/http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-8 | arşivtarihi=13 Aralık 2019 | ölüurl=evet }}</ref> ve güçlü yıldız [[kenar kararması]] gösterirler. Bu yıldız tekerinin kenarlarına doğru parlaklığın azalmasıdır.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=A. Manduca, R. A. Bell, B. Gustafsson | başlık=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | dergi=Astronomy and Astrophysics | yıl=1977 | cilt=61 | basım=6 | sayfalar=809-813| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M |erişimtarihi=6 Şubat 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20181005100522/http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A%26A....61..809M |arşivtarihi=5 Ekim 2018 | ölüurl=hayır}}</ref> [[UV Ceti]] gibi kırmızı cüce [[parıltılı yıldızlar]]da oldukça belirgin yıldız lekesi oluşumları gösterebilirler.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=P. F. Chugainov | başlık=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars | dergi=Information Bulletin on Variable Stars | yıl=1971 | cilt=520 | sayfalar=1-3| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M |erişimtarihi=6 Şubat 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20181005100522/http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A%26A....61..809M |arşivtarihi=5 Ekim 2018 | ölüurl=hayır}}</ref>

=== Kadir sınıfı ===
{{Ana|Görünür parlaklık|Mutlak parlaklık}}

Bir yıldızın görünür parlaklığı, [[görünürdeki parlaklık|kadir]] ile ölçülür. Bu kavram Dünya'dan uzaklığı, [[Kozmik toz|yıldızlararası toz]] ve gazın [[Sönme (astronomi)|söndürücü etkisi]] ve atmosferden geçerken uğradığı değişime göre yıldızın parlaklığını belirler. [[Mutlak parlaklık|Mutlak kadir]] yıldız ile Dünya arasındaki mesafe 10 parsek (32,6 ışık yılı) olsa kadir sınıfının ne olacağıdır ve doğrudan yıldızın parlaklığına bağlıdır.
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Kadir sınıfına göre yıldız sayıları''
![[Kadir (astronomi)|Kadir]]<br />sınıfı (m)
!Yıldız&nbsp;<br />Sayısı<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | başlık = Magnitude | erişimtarihi = 23 Ağustos 2006 | yayımcı = National Solar Observatory — Sacramento Peak | arşivurl = https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | arşivtarihi = 6 Şubat 2008 | ölüurl =evet}}</ref>
|-
|style="text-align: center;"|0
|style="text-align: center;"|4
|-
|style="text-align: center;"|1
|style="text-align: center;"|15
|-
|style="text-align: center;"|2
|style="text-align: center;"|48
|-
|style="text-align: center;"|3
|style="text-align: center;"|171
|-
|style="text-align: center;"|4
|style="text-align: center;"|513
|-
|style="text-align: center;"|5
|style="text-align: center;"|1,602
|-
|style="text-align: center;"|6
|style="text-align: center;"|4,800
|-
|style="text-align: center;"|7
|style="text-align: center;"|14,000
|}

Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeği [[Logaritma|logaritmik]] sayılarından oluşur. Kadir sınıfındaki bir sayı değişikliği yaklaşık olarak parlaklığın 2,5 katı (100'ün beşinci kökü yaklaşık olarak 2,512) artmasına eşdeğerdir<ref name="luminosity">{{Web kaynağı | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | başlık = Luminosity of Stars | erişimtarihi = 13 Ağustos 2006 | yayımcı = Australian Telescope Outreach and Education | arşivurl = https://web.archive.org/web/20140203225346/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | arşivtarihi = 3 Şubat 2014 | ölüurl =evet}}</ref> 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 (m<sub>b</sub>) daha sönük olan yıldızın kadir sınıfından (m<sub>f</sub>) çıkarılır ve aradaki fark 2,512 sayısının üssü olarak alınır; yani:
 
:<math> \Delta{m} = m_f - m_b </math>
:<math>2.512^{\Delta{m}} = </math> ''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.<ref name="luminosity" /> 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | başlık = Star may be biggest, brightest yet observed | erişimtarihi = 8 Haziran 2006 | yayımcı = HubbleSite | tarih = 5 Ocak 2004 | yazar = Aaron Hoover | arşivurl = https://web.archive.org/web/20070807141344/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | arşivtarihi = 7 Ağustos 2007 | ölüurl =evet}}</ref> 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/37/image/a | başlık = Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397 | erişimtarihi = 8 Haziran 2006 | yayımcı = HubbleSite | tarih = 17 Ağustos 2006 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20060902085159/http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/37/image/a | arşivtarihi = 2 Eylül 2006 | ölüurl = hayır }}</ref>

== Sınıflandırma ==
{{Ana|Yıldız sınıflandırma (astronomi)}}
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ ''Farklı Yıldız Sınıfları İçin<br />Yüzey Sıcaklığı Ölçekleri''!<ref>{{Web kaynağı | url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html | başlık = Stellar Spectra | erişimtarihi = 12 Ekim 2006 | yayımcı = University of California, San Diego | tarih = 16 Nisan 1999 | ilk = Gene | son = Smith | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110403074547/http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html | arşivtarihi = 3 Nisan 2011 | ölüurl = hayır }}</ref> Sınıf
! Sıcaklık
! Örnek yıldız
|-style="background: {{yıldız-renk|O}}"
| O
| 33,000&nbsp;K&nbsp;ya da daha fazla
| [[Zeta Ophiuchi|Zeta&nbsp;Ophiuchi]]
|-style="background: {{yıldız-renk|B}}"
| B
| 10,500–30,000&nbsp;K
| [[Rigel (yıldız)|Rigel]]
|- style="background: {{yıldız-renk|A}}"
| A
| 7,500–10,000&nbsp;K
| [[Altair]]
|- style="background: {{yıldız-renk|F}}"
| F
| 6,000–7,200&nbsp;K
| [[Procyon|Procyon&nbsp;A]]
|- style="background: {{yıldız-renk|G}}"
| G
| 5,500–6,000&nbsp;K
| [[Güneş]]
|- style="background: {{yıldız-renk|K}}"
| K
| 4,000–5,250&nbsp;K
| [[Epsilon Indi|Epsilon&nbsp;Indi]]
|- style="background: {{yıldız-renk|M}}"
| M
| 2,600–3,850&nbsp;K
| [[Proxima Centauri]]
|}

Mevcut yıldız sınıflandırma sistemi, yıldızların [[Hidrojen çizgisi|hidrojen çizgi]] gücüne göre ''A'dan'' ''Q'ya'' kadar sınıflandırıldığı 20. yüzyılın başlarında ortaya çıktı.<ref>{{Akademik dergi kaynağı|başlık=The Draper Catalogue of Stellar Spectra|yazarlar=Fowler|tarih=Şubat 1891|sayı=1166|sayfalar=427-428|çalışma=Nature|cilt=45}}</ref> 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.<ref name="carlos">{{Kitap kaynağı|başlık=The Classification of Stars|url=https://archive.org/details/classificationof0000jasc|tarih=1990|sayfalar=[https://archive.org/details/classificationof0000jasc/page/31 31]-48|yayıncı=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-38996-9}}</ref>

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.<ref name="spectrum">{{Web kaynağı | url = http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html | başlık = The Spectral Types of Stars | erişimtarihi = 19 Temmuz 2006 | yayıncı = Sky and Telescope | arşivurl = https://web.archive.org/web/20070807182957/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html | arşivtarihi = 7 Ağustos 2007 | ölüurl =evet}}</ref>

Bunlara ek olarak yıldızlar, uzaysal boyutlarına karşılık gelen ve yüzey kütleçekimlerine göre belirlenen spektral çizgilerindeki "parlaklık etkilerine" göre de sınıflandırılabilir. Bu ölçekteki yıldızlar ''0'' sınıfından ([[üstündev]]ler) ''III'' sınıfına ([[Dev yıldız|devler]]), ''V'' sınıfından (anakol cüceleri) kimi yazarlarca dahil edilen ''VII'' sınıfına ([[beyaz cüce]]ler) kadar sıralanır. [[Anakol]] yıldızları, mutlak kadir sınıflarına ve tayf tiplerine göre sınıflandırıldıklarında dar bir bandın üzerinde yer alırlar.<ref name="spectrum"/> 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.<ref name="spectrum"/>

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.<ref>{{Web kaynağı|url=http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm|başlık=White Dwarf (wd) Stars|erişimtarihi=19 Temmuz 2006|arşivtarihi=8 Ekim 2009|arşivurl=https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm|yayıncı=White Dwarf Research Corporation|ölüurl=evet}}</ref>

== Değişen yıldızlar ==
{{Ana|Değişen yıldız}}
[[Dosya:Mira 1997.jpg|sol|küçükresim|upright=0.91|Salınımlı değişen bir yıldız olan [[Tansık (Uydu)|Tansık]]’ın bakışımsız (asimetrik) görünümü. ''NASA [[Hubble Uzay Teleskobu|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 değişeni|Sefe ve sefe benzeri yıldızlar]] ile [[Tansık değişkeni|Tansık]] gibi uzun dönemli yıldızları içerir.<ref name="variables">{{Web kaynağı | url = http://www.aavso.org/vstar/types.shtml | başlık = Types of Variable Stars | erişimtarihi = 20 Temmuz 2006 | yayımcı = AAVSO | arşivurl = https://web.archive.org/web/20120523211609/http://www.aavso.org/vstar/types.shtml | arşivtarihi = 23 Mayıs 2012 | ölüurl = hayır }}</ref>

Patlayan değişen yıldızlar kütle fırlatma ya da püskürtme olayları nedeniyle parlaklıklarında ani yükselmeler gösteren yıldızlardır.<ref name="variables" /> 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 [[nova]]lar ve [[süpernova]]lar bulunur. Yakınında beyaz cüce bulunan bazı çift yıldız sistemleri nova ve Tip 1a süpernova gibi olağanüstü yıldız patlamalarına neden olabilir.<ref name="iben" /> Beyaz cüce eş yıldızından hidrojen alarak çekirdek kaynaşması olana kadar kütlesinin artmasıyla patlama oluşur.<ref>{{Web kaynağı | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html | başlık = Cataclysmic Variables | erişimtarihi = 8 Haziran 2006 | yayımcı = NASA Goddard Space Flight Center | tarih = 1 Kasım 2004 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20140730200549/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html | arşivtarihi = 30 Temmuz 2014 | ölüurl =evet}}</ref> Bazı novaların tekrar eden hatta sıralı orta ölçekte patlamaları olur.<ref name="variables" />

Çift yıldızlarda yıldız tutulması gibi dışsal nedenlerle de yıldızların parlaklığı değişebilir. Ayrıca dönen yıldızlarda oluşan aşırı yıldız lekeleri nedeniyle de parlaklık değişebilir.<ref name="variables" /> 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 ==
{{Ana|Yıldız yapısı}}
Kararlı, anakol yıldızının içi kuvvetlerin birbirini sürekli karşıladığı sürekli bir denge hâlindedir. Birbirini dengeleyen kuvvetler içeri doğru yönelen kütleçekim kuvveti ve bunu karşılayan plazma gazının ısı enerjisidir. Bu kuvvetlerin birbirini dengelemesi için tipik bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık 10<sup>7</sup> [[kelvin|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.<ref name="Schwarzschild">{{Kitap kaynağı|ilk=Martin|son=Schwarzschild|başlık=Structure and Evolution of the Stars|url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart|yayımcı=Princeton University Press|yıl=1958|tanıtıcı=ISBN 0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | başlık = Formation of the High Mass Elements | erişimtarihi = 11 Temmuz 2006 | yayımcı = Smoot Group | arşivurl = https://web.archive.org/web/20181003084303/http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | arşivtarihi = 3 Ekim 2018 | ölüurl = hayır }}</ref>

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.
 
[[Dosya:Sun parts big.jpg|küçükresim|upright=1.17|sol|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 [[Konveksiyon bölgesi|konveksiyon bölge]] oluşturacak şekilde konveksiyon (ısı yayım) oluşur. Bu çekirdeğin yakınında ya da dış katmanın yüksek [[opaklık]] olan bölgelerinde, çok yüksek enerji akışının ortaya çıktığı yerlerde ortaya çıkar.<ref name="Schwarzschild" />

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.<ref name="imagine">{{Web kaynağı | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | başlık = What is a Star? | erişimtarihi = 11 Temmuz 2006 | yayımcı = NASA | tarih = 1 Eylül 2006 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20141119192647/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | arşivtarihi = 19 Kasım 2014 | ölüurl =evet}}</ref> 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz.<ref name="late stages" /> Yıldızların çoğunda yıldız yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri de değişir.<ref name="Schwarzschild" />

Anakol yıldızının gözlemci tarafından görülebilen kısmına fotosfer denir. Bu katmanda yıldızın plazma gazı ışığın fotonlarına karşı saydamlaşır. Çekirdekte üretilen enerji fotosferden uzaya doğru yayılır. [[Güneş lekeleri|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 [[İğne (Güneş fiziği)|iğnelerin]] bulunduğu ve [[Güneş püskürtüsü|yıldız püskürtüleri]] başladığı ince [[Renk yuvarı|kromosferdir]]. Bunu 100&nbsp;km. içinde çok hızlı bir şekilde sıcaklığın arttığı geçiş bölgesi çevreler. Bunun ötesinde milyonlarca kilometre dışarıya uzanabilen aşırı ısıtılmış plazma olan [[Taç küre|güneş tacı]] bulunur.<ref>{{Basın açıklaması kaynağı | yayımcı=ESO | tarih=1 Ağustos 2001 | başlık=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html | erişimtarihi=10 Temmuz 2006 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20060625141245/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html | arşivtarihi=25 Haziran 2006 | ölüurl=evet }}</ref> Bir tacın oluşumu yıldızın dış katmanlarında ısıyayımın oluşumuna bağlıdır.<ref name="imagine" /> Çok yüksek ısısına rağmen taç çok az ışık yayar. Güneş'in tacı yalnızca [[güneş tutulması]]nda görünür hâle gelir.
 
Taçtan sonra plazma parçacıklarından oluşan bir yıldız rüzgârı, yıldızlararası ortam ile etkileşecek şekilde dışarı doğru yayılır.

== Çekirdek kaynaşması tepkime yolları ==
{{Ana|Yıldız nükleosentezi}}
{| style="float: right;"
| [[Dosya:Fusion in the Sun.svg|lang=tr|upright=0.91|sağ|thumbnail|[[önelcik-önelcik zincirleme tepkimesi|Proton-proton]] zincirleme reaksiyonuna bakış|bağlantı=Dosya:Fusion_in_the_Sun.svg%3Flang=tr]]
|-
| [[Dosya:CNO Cycle.svg|upright=0.91|sağ|thumbnail|Karbon-azot-oksijen döngüsü.]]
|}
[[Yıldız nükleosentezi]]nin 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 [[Kütle-enerji eşdeğerliği|E=mc²]] kütle-enerji bağıntısına göre enerjiye çevrilir.<ref name="sunshine" />

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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html | başlık = Main Sequence Stars | erişimtarihi = 10 Ekim 2006 | yayımcı = The Astrophysics Spectator | tarih = 16 Şubat 2005 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160614003042/http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html | arşivtarihi = 14 Haziran 2016 | ölüurl = evet }}</ref>

Güneşin 10<sup>7</sup> °K’lik sıcaklıktaki çekirdeğinde hidrojen [[proton-proton zincirleme reaksiyonu]] ile helyuma dönüşür.::<ref name=
"synthesis">{{Akademik dergi kaynağı |yazarlarıgöster= 1 |soyadı1= Wallerstein |ad1= G. |soyadı2= Iben Jr. |ad2= I. |soyadı3= Parker |ad3= P. |soyadı4= Boesgaard |ad4= A. M. |soyadı5= Hale |ad5= G. M. |soyadı6= Champagne |ad6= A. E. |soyadı7= Barnes |ad7= C. A. |soyadı8= KM-dppeler |ad8= F. |soyadı9= Smith |ad9= V. V. |soyadı10= Hoffman |ad10= R. D. |soyadı11= Timmes |ad11= F. X. |soyadı12= Sneden |ad12= C. |soyadı13= Boyd |ad13= R. N. |soyadı14= Meyer |ad14= B. S. |soyadı15= Lambert |ad15= D. L. |başlık= Synthesis of the elements in stars: forty years of progress |dergi= Reviews of Modern Physics |tarih= 1999 |cilt= 69 |sayı= 4 |sayfalar=995-1084|url= http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf |erişimtarihi= 4 Ağustos 2006 |doi= 10.1103/RevModPhys.69.995 |bibcode= 1997RvMP...69..995W |hdl= 2152/61093 |arşivurl= https://web.archive.org/web/20121113122907/http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf |arşivtarihi= 13 Kasım 2012 |ölüurl= hayır }}</ref> 4[[Hidrojen izotopları#Hidrojen-1 (protium)|<sup>1</sup>H]] → 2[[döteryum|<sup>2</sup>H]] + 2[[pozitron|e<sup>+</sup>]] + 2[[nötrino|ν<sub>e</sub>]](2 x 0.4 M[[elektronvolt|eV]])
:2[[pozitron|e<sup>+</sup>]] + 2[[pozitron|e]]<sup>−</sup> → 2[[foton|γ]] (2 x 1.0 MeV)
:2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[Helyum-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[foton|γ]] (2 x 5.5 MeV)
:2<sup>3</sup>He → [[Helyum-4|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12.9 MeV

Bu tepkimeler genel olarak şu tepkimede toplanır:

:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26,7 MeV)

e<sup>+</sup> bir [[Pozitron]], γ gama ışını [[Foton]], ν<sub>e</sub> ise bir [[nötrino]]dur. 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.
{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 1.0em;"
|+Füzyon için gerekli yıldız kütlesi
!Element
![[Güneş kütlesi|Kütle]]
|-
|Hidrojen
| style="text-align: center;" |0.01
|-
|Helyum
| style="text-align: center;" |0.4
|-
|Karbon
| style="text-align: center;" |5<ref>{{dergi kaynağı|başlık=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03|tarih=2000|sayı=3|sayfalar=371-383|dergi=Astronomy and Astrophysics Supplement|cilt=141|arxiv=astro-ph/9910164|doi=10.1051/aas:2000126|soyadı1=Girardi|ad1=L.|ad4=C.|soyadı4=Chiosi|ad3=G.|soyadı3=Bertelli|ad2=A.|soyadı2=Bressan|bibcode=2000A&AS..141..371G}}</ref>
|-
|Neon
| style="text-align: center;" |8
|}

Daha büyük yıldızlarda karbonun katalist olduğu [[KAO döngüsü|karbon-azot-oksijen çevrimi]] ile helyum üretilir.<ref name="synthesis" />

10<sup>8</sup> °K'lik çekirdek sıcaklıklarına sahip olan ve kütlesi 0,5 ile 10 güneş kütlesi arasında değişen daha gelişmiş yıldızlarda ara metal olarak [[berilyum]]u kullanan [[üçlü alfa süreci]] ile helyum karbona dönüştürülebilir:<ref name="synthesis" /><sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[Berilyum izotopları|<sup>8*</sup>Be]]
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[Karbon-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7,4 MeV

Yani toplam tepkime:

:3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7,2 MeV
:[[Dosya:Kernfusionen0_en.png|küçükresim|Büyük yıldızlarda ardışık füzyon işlemlerine genel bir bakış]]
::

Daha büyük yıldızlarda büzülen çekirdeklerde daha ağır elementlerde [[Neonun yanma süreci|Neon yanma süreci]] ve [[Oksijenin yanma süreci|Oksijen yanma süreci]] ile yakılabilir. Yıldız nükleosentezinin son aşaması kararlı demir-56 izotopunu üreten [[Silisyumun yanma süreci|Silisyum yanma sürecidir]]. [[Endotermik reaksiyon|Endotermik]] süreç haricinde artık çekirdek kaynaşması olamayacağından daha fazla enerji ancak kütleçekimsel çöküş ile üretilebilir.<ref name="synthesis" />

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.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver | başlık=The evolution and explosion of massive stars | dergi=Reviews of Modern Physics | yıl=2002 | cilt=74 | basım=4 | sayfalar=1015-1071| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W |erişimtarihi=25 Kasım 2006 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20080120194735/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W |arşivtarihi=20 Ocak 2008 | ölüurl=hayır}}</ref>

{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
!valign="bottom"| Yakıt<br />malzemesi
!valign="bottom"| Sıcaklık<br />(milyon [[Kelvin]])
!valign="bottom"| Yoğunluk<br />(kg/cm³)
!valign="bottom"| Yanma süresi<br />?
|-
|align="center"| H
|align="center"| 37
|align="center"| 0.0045
|align="center"| 8.1 milyon yıl
|-
|align="center"| He
|align="center"| 188
|align="center"| 0.97
|align="center"| 1.2 milyon yıl
|-
|align="center"| C
|align="center"| 870
|align="center"| 170
|align="center"| 976 yıl
|-
|align="center"| Ne
|align="center"| 1,570
|align="center"| 3,100
|align="center"| 0.6 yıl
|-
|align="center"| O
|align="center"| 1,980
|align="center"| 5,550
|align="center"| 1.25 yıl
|-
|align="center"| S/Si
|align="center"| 3,340
|align="center"| 33,400
|align="center"| 11.5 gün
|}

== Ayrıca bakınız ==
{{div sütunu}}
* [[Güneş dışı gezegenler listesi]]
* [[Yıldız dizinleri]]
* [[Büyük yıldızlar listesi]]
* [[Yıldız günü]]
* [[Astronomi#Konuya göre astronomi|Yıldız astronomisi]]
{{Div sütunu-son}}

== Kaynakça ==
<div class="reflist2" style="height: 220px; overflow: auto; padding: 3px" >
{{kaynakça}}
 </div>

== Konuyla ilgili yayınlar ==
* {{Kitap kaynağı| ilk = Cliff | son = Pickover | yazarlink = Cliff Pickover | yıl =2001 |başlık=The Stars of Heaven | url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick | yayımcı=Oxford University Press |tanıtıcı=ISBN 0-19-514874-6}}
* {{Kitap kaynağı| ilk = John | son = Gribbin | yazarlink = John Gribbin |eşyazarlar=Mary Gribbin | yıl=2001 | başlık=Stardust: Supernovae and Life — The Cosmic Connection | url = https://archive.org/details/stardustsupernov0000john | yayımcı=Yale University Press |tanıtıcı=ISBN 0-300-09097-8}}
* {{Kitap kaynağı| ilk = Stephen | son = Hawking | başlık=A Brief History in Time | url = https://archive.org/details/briefhistoryofti0000hawk | yazarlink = Stephen Hawking | yıl=1988 | yayımcı=Bantam Books |tanıtıcı=ISBN 0-553-17521-1}}

== Dış bağlantılar ==
{{Vikisözlük}}
{{commons kategori|Yıldızlar}}
* [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Tanımlayıcılarına, konsayılarına ve kaynak kodlarına göre yıldız arama (koordinat) Query star by identifier, coordinates or reference code] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20061127132900/http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl |tarih=27 Kasım 2006 }}. Centre de Données astronomiques de Strasbourg – Strasbourg Gökbilim Bilgi Merkezi
* [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html Yıldız, Dünya Kitabı @ NASA]{{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20050508094147/http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html |tarih=8 Mayıs 2005 }}
* [https://web.archive.org/web/20081217010053/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html Yıldızların ve takımyıldızların portreleri]. Illinois Üniversitesi
* [http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp Sınıflandırma Kodlarını Nasıl Deşifre Etmeli] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20061003001342/http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp |tarih=3 Ekim 2006 }}. Astronomical Society of South Australia – Güney Avustralya Gökbilim Topluluğu

{{Yıldız}}
{{Otorite kontrolü}}

[[Kategori:Yıldızlar| ]]
[[Kategori:Yıldız gökbilimi]]
[[Kategori:Işık kaynakları]]