Yıldız
Vikipedi, özgür ansiklopedi
→
Başlığın diğer anlamları için anlam ayrım sayfasına bakınız.
Yıldız yoğun ve ışık saçan bir plazma küresidir. Biraraya toplanan yıldızların oluşturduğu gökadalar görünür evrenin hâkimidir. Günışığı dahil olmak üzere Dünya üzerindeki erkenin (enerji) çoğunun kaynağı, bize en yakın yıldız olan Güneştir.
Diğer yıldızlar, Güneş’in ışığı altında kalmadıkları zaman yani
geceleri gökyüzünde görünürler. Yıldızların parlamasının nedeni
çekirdeklerinde meydana gelen çekirdek kaynaşması (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan erkenin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya ışıma (radyasyon) ile yayılmasıdır. Yıldızlar olmasaydı, ne yaşam ne de öğelerin (element) büyük bir kısmı varolabilirdi.
Gökbilimciler bir yıldızın tayfını, parlaklığını
ve uzaydaki hareketini gözlemleyerek o yıldızın kütlesi, yaşı, kimyasal
bileşimi ve bunun gibi birçok özelliğini belirleyebilirler. Bir
yıldızın toplam kütlesi, yıldızın gelişiminin ve sonunun ana
belirleyicisidir. Bir yıldızın gelişim süreci içinde bulunduğu aşamaya
göre çapı, dönüşü, hareketi ve sıcaklığı belirlenir. Sıcaklık ve
parlaklık durumuna göre işaretlendikleri Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı), yıldızların güncel yaşını ve gelişim sürecindeki aşamasını belirlemek için kullanılır.
Yıldız gelişiminin ilk halkası, hidrojen, bir miktar helyum
ve çok az miktarda daha ağır öğelerden oluşan ve içe doğru çökmeye
başlayan bir madde bulutudur. Yıldız çekirdeği yeteri kadar
yoğunlaştıktan sonra içinde bulunan hidrojenin bir kısmı sürekli olarak
nükleer çekirdek kaynaşması tepkimesiyle helyuma çevrilir. Yıldızın
geri kalan kısmı, açığa çıkan erkeyi, ışıma ve ısıyayım
(konveksiyon) birleşimiyle çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler
yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve erke, yıldız yüzeyinde
bir yıldız rüzgârı yaratarak dış uzaya doğru ışıma yoluyla yayılır.[1]
Çekirdekteki hidrojen yakıtı bittikten sonra, en azından Güneş’in kütlesinin beşte ikisi kadar bir kütleye sahip olan yıldız[2] genişleyerek, daha ağır olan öğeler çekirdekte ya da çekirdeğin etrafında kabuk hâlinde kaynaşarak kırmızı dev
hâline gelir. Daha sonra maddenin bir kısmı yıldızlararası ortama
salınarak, ağır öğelerin daha yoğun olacağı yeni bir yıldız nesli
yaratacak şekle dönüşür. [3]
İki
ya da daha fazla yıldızdan oluşan sistemlerde birbirine kütleçekim
gücüyle bağlanmış ve genellikle birbirinin çevresinde düzenli
yörüngelerde dönen yıldızlar bulunur. Birbirine çok yakın bir yörünge
izleyen yıldızların kütleçekimgücü ile etkileşimlerinin evrimsel
gelişimlerinde önemli etkisi vardır. [4]
|
<****** type="text/**********">
//
|
Gözlem tarihçesi [değiştir]
Yıldızlar her kültürde önemli bir yer tutar. Dinsel tapınmalarda ve
yön bulmada yıldızlar kullanılmıştır. Dünyanın hemen hemen her yerinde
kullanılan Gregoryen takvimi, en yakın yıldız olan Güneş’e göre dönme ekseninin açısını temel alan bir güneş takvimidir.
Tycho Brahe gibi ilk gökbilimciler gece gökyüzündeki yeni yıldızları tanımlayıp gökyüzünün değişmez olduğunu önerdi. 1584 yılında Giordano Bruno
diğer yıldızların aslında diğer güneşler olduğunu, onların yörüngesinde
dönen başka gezegenler olabileceğini ve bir kısmının Dünya’ya
benzeyebileceğini önerdi[5] Bu düşünce daha önceden antik Yunan düşünürler Demokritos ve Epikuros tarafından dile getirilmiştir.[6]
Sonraki yüzyılda yıldızların uzak güneşler olduğu görüşü gökbilimciler
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. [7]
İtalyan gökbilimci Geminiano Montanari 1667 yılında Algol yıldızının parlaklığındaki değişimleri gözlemleyerek kaydetti. Edmond Halley, yakınımızda bulunan bir çift "duran" yıldızın özdevim hareketinin ilk ölçümlerini yayımlayarak, bu yıldızların antik Yunan gökbilimciler Batlamyus ve İparhos zamanından beri konumlarını değiştirdiğini kanıtlamıştır. Bir yıldıza olan uzaklığın doğrudan ölçümü ilk olarak 61 Cygni yıldızı için ıraklık açısı yöntemi kullanılarak Friedrich Bessel tarafından 1838 yılında yapılmıştır. Iraklık açısı ölçümleri gökyüzündeki yıldızların birbirlerine olan engin uzaklıkları göstermiştir. [5]
Gökyüzündeki yıldızların dağılımını keşfetmeye karar veren ilk gökbilimci William Herschel’dir.
1780’lerde bir dizi ölçü aygıtı yardımıyla 600 yönde bakış doğrultusu
boyunca gözlemlediği yıldızları saydı. Bu çalışmayla yıldız sayısının
gökyüzünde Samanyolu’nun merkezine doğru gittikçe arttığı sonucuna ulaşmıştır. Aynı çalışmayı güney yarımkürede tekrarlayan oğlu John Herschel de aynı yöndeki artışı tespit etmiştir. [8] William Herschel diğer başarılarının ötesinde, bazı yıldızların yalnızca aynı bakış doğrultusunda yer almalarının yanısıra çift yıldız sistemi oluşturan fiziksel eşler olduğunu bulmasıyla da tanınır.
Joseph von Fraunhofer ve Angelo Secchi yıldız tayfölçümünün öncüleridir. Sirius
gibi yıldızların tayfını Güneş ile kıyaslayarak soğurma çizgilerinin
(yıldız ışığı tayfının atmosferden geçerken belli frekanslarda soğurumu
nedeniyle oluşan koyu çizgiler) sayı ve kuvvetlerindeki farklılıkları
buldular. 1865 yılında Secchi yıldızları tayf tiplerine göre sınıflamaya başladı. [9] Ancak günümüzde kullanılan yıldız sınıflandırması Annie J. Cannon tarafından 1900’lerde geliştirilmiştir.
Çiftyıldızların gözlemlenmesi 19. yüzyılda giderek artan bir önem kazanmıştır. 1834 yılında Friedrich Bessel, Sirius yıldızının özdevim hareketindeki değişiklikleri gözlemleyerek görünmeyen bir eş yıldızın varolduğu sonucuna vardı. Edward Pickering 1899 yılında ilk olarak tayf üzerinde çiftyıldızı bulduğunda, Mizar yıldızının 104 günlük periyotlarda ortaya çıkan tayf çizgilerindeki periyodik ayrılmayı gözlemliyordu. William Struve ve S. W. Burnham
gibi gökbilimcilerin birçok çiftyıldız sistemini gözlemlerinin
detayları yörünge özelliklerinin hesaplanmasıyla yıldızların
kütlelerinin belirlenmesine olanak sağlamıştır. Teleskop ile yapılan
gözlemlerden çiftyıldızların yörüngelerinin hesaplanması problemi ilk
olarak Felix Savary tarafından 1827’de çözülmüştür. [10]
Yirminci yüzyılda yıldızların bilimsel incelemesi alanında hızlı gelişmeler yaşandı. Fotoğraf önemli bir astronomik araç oldu. Karl Schwarzschild bir yıldızın renginin ve dolayısıyla sıcaklığının görünen kadir derecesi ile fotoğrafik kadir derecesinin karşılaştırılması sonucunda belirlenebileceğini buldu. Fotoelektrik fotometrenin geliştirilmesi birçok dalga boyu aralığında çok hassas kadir ölçümüne olanak verdi. 1921 yılında Hooker teleskobunda girişimölçer kullanan Albert A. Michelson yıldız çapının ilk ölçümlerini yapmıştır. [11]
Yirminci yüzyılın başlarında yıldızların fiziksel temeli üzerine önemli çalışmalar yapılmıştır. 1913
yılında geliştirilen Hertzsprung-Russell diyagramı, yıldızların
gökfiziği üzerine çalışmaların ilerlemesini sağlamıştır. Yıldızların
içini ve evrimini açıklayacak başarılı modeller geliştirilmiştir.
Nicemler doğabilimindeki (kuantum fiziği) gelişmelerle birlikte
yıldızışığının tayfları başarı ile açıklanabilmiştir. Bu sayede
yıldızların gazyuvarının kimyasal bileşimi de belirlenebilmiştir. [12]
Yıldızların adlandırılması [değiştir]
Takımyıldız kavramının Babilliler
döneminde varolduğu bilinmektedir. Eski gökyüzü gözlemcileri
yıldızların belirgin düzenlerinin bir resim oluşturduğunu hayal etmiş
ve bunu da kendi mitleriyle ve doğada gördükleriyle
özdeşleştirmişlerdir. Tutulum (ekliptik) çemberi üzerinde yer alan on iki takımyıldız astrolojinin temelini oluşturmuştur. Belirgin olan birçok yıldıza da genelde Arapça ya da Latince isimler verilmiştir.
Takımyıldızların bazılarının ve Güneş’in kendi mitleri bulunur.[13] Bunların ölülerin ruhu ya da tanrılar oldukları düşünülürdü. Örneğin Algol yıldızının Gorgon Medusa’nın gözünü temsil ettiğine inanılırdı.
Eski Yunan dininde, sonradan gezegen olarak tanımlanan bazı "yıldızlar" önemli tanrıları temsil ederdi. Gezegenlerin adı da bu tanrılardan gelir: Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn.[13] (Uranüs ve Neptün de Yunan ve Roma tanrılarıdır,
ancak her ikisi de eski çağlarda düşük parlaklıkları yüzünden
bilinmiyordu. Bu gezegenlerin isimleri daha sonraki gökbilimciler
tarafından verilmiştir.
1600’lerde takımyıldızların isimleri gökyüzünün o bölgesindeki yıldızları adlandırmak için kullanılıyordu. Alman gökbilimci Johann Bayer’in bir dizi yıldız haritası yaratarak her takımyıldızdaki yıldızı Yunan harfleriyle tanımlamasıyla Bayer tanımlaması oluşmuştur. Daha sonraları İngiliz gökbilimci John Flamsteed’in kullandığı rakamlardan oluşan sisteme de Flamsteed tanımlaması adı verilmiştir. Yıldız katalogları çıktıktan sonra da birçok ek tanımlama sistemi hazırlanmıştır.
Yıldızları ve diğer gökcisimlerini adlandırma konusunda bilimsel toplulukta tek yetkili kurum Uluslararası Astronomi Birliği’dir ("International Astronomical Union - IAU").[14]
Bazı özel şirketler yıldızlara isim sattıklarını iddia eder ancak
bunlar ne bilim topluluğu tarafından tanınır ne de kullanılır. [14]
Gökbilim ile ilgilenenler bu tip davranışları, yıldızların adlandırılma
prosedürünü bilmeyen insanları hedef seçen bir tür dolandırıcılık
olarak görür. [15]
Ölçüm birimleri [değiştir]
Yıldız değişkenlerinin çoğu MKS ölçüm sistemi ile belirtilse de bazen cgs ölçüm sistemi de kullanılır (örneğin parlaklığın erg/saniye olarak belirtilmesi gibi.) Kütle, parlaklık, ve yarıçap genel olarak Güneş’in özelliklerinin temel alındığı birimlerle ifade edilir:
-
Dev bir yıldızın yarıçapı ya da bir çiftyıldız sisteminin ana ekseni gibi büyük uzunluklar genellikle astronomik birim (AU) ile belirtilir. Bir AU yaklaşık olarak Dünya ile Güneş arasındaki ortalama uzaklığa eşittir.
Oluşum ve gelişim [değiştir]
Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya
üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden
oluşan özdeciksel (moleküler) bulutların içinde oluşur. Bu bulutlar
çoğunlukla hidrojenden ve % 23–28 helyum ile az miktarda daha ağır
öğelerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir bulutsuya örnek Orion bulutsusudur. [18] Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp yükünleştirirler (iyonlaştırırlar) ve bir H II bölgesi yaratırlar.
Önyıldız oluşumu [değiştir]
Bir yıldızın oluşumu, bir özdeciksel bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir üstnovanın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki gökadanın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar. Jeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
Yoğun bir özdeciksel bulut içerisinde bir yıldızın doğuşunun bir ressam tarafından tasviri.
NASA resmi
Bulut çöktükçe, Bok yuvarı
adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur.
Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar
çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimsel erke ısıya dönüşür ve
sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur. [19]
Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle
çevrelenmiştir. Kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar
sürer.
İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da Herbig Ae/Be yıldızları denir. Bu yenidoğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtır ve Herbig-Haro nesnesi denen küçük bulutçuklar oluşturur. [20]
Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek
sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle
hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların ana dizide
olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. Ana dizinin
başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli
olarak artar ve dolayısıyla da çekirdekteki çekirdek kaynaşması
tepkimesini istenen hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve
parlaklığı yavaşça artacaktır. [21] Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce ana diziye giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir. [22]
Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10−14 güneş kütlesi kadar [23]
ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder.
Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek
olan 10−7 ile 10−5 güneş kütlesi arasında madde kaybeder. [24]
50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana
dizide kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir. [25]
Bir yıldızın ana dizide bulunacağı süreyi yakılacak yakıtın miktarı
ve yanma hızı, başka bir deyişle başlangıçtaki kütlesi ve parlaklığı
belirler. Güneş için bu sürenin yaklaşık 1010 yıl olduğu tahmin edilmektedir. Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa olur. Kırmızı cüce
adı verilen küçük yıldızlar yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz
milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru
gittikçe parlaklıklarını kaybeder ve kara cüce hâline dönerler. [2]
Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar
yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin varolması henüz
beklenmemektedir.
Kütlenin yanı sıra helyumdan daha ağır öğelerin miktarı da
yıldızların gelişiminde önemli rol oynar. Gökbilimde helyumdan ağır
öğelerin tamamı "metal" olarak değerlendirilir ve bu öğelerin kimyasal derişimine metallik denir. Yıldızın metalliği, yakıtını yakacağı süreyi etkiler ve mıknatıssal alanların oluşumunu kontrol eder. [26] ve yıldız rüzgârının gücünü değiştirir.[27] Daha yaşlı öbek II
yıldızlar oluştukları özdeciksel bulutların bileşimi nedeniyle daha
genç olan öbek I yıldızlara göre önemli oranda az metalliğe
sahiptirler. Bu bulutlar zaman geçip yaşlı yıldızlar öldükçe
gazyuvarlarının bir kısmından gelen ağır metallerle zenginleşmiştir.
Ana dizi ötesi [değiştir]
En azından beşte iki güneş kütlesine sahip olan yıldızlar [2] çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde dış katmanları genişler ve soğuyarak bir kırmızı dev oluşturur. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra Güneş kırmızı dev olduğunda o kadar büyük olacak ki Merkür’ü ve büyük olasılıkla Venüs’ü
de içine alarak yokedecektir. Kurulan modellemelere göre Güneş’in
Dünya’nın şu anki yörüngesinin (1 astronomik birim, ya da AU) %99’u
kadar genişleyeceği tahmin edilir. Ancak o zamana kadar Güneş’in
kütlesinin azalması nedeniyle Dünya’nın yörüngesi 1,7 AU’ya çıkacaktır
ve böylece güneşin içinde kalmaktan kurtulacaktır. [28] Ancak Güneş’in parlaklığı birkaç bin katına çıkarken Dünya üzerinde ne okyanus ne de havayuvar (atmosfer) kalacaktır.
Kırmızı devin çekirdeğini çevreleyen kabuk tarzındaki katmanda hidrojen çekirdek kaynaşması devam eder. [29] En sonunda çekirdek helyum çekirdek kaynaşmasını başlatacak kadar sıkışır ve yıldızın yarıçapı azalırken yüzey sıcaklığı artar.
Yıldız, çekirdeğindeki helyumu da harcadıktan sonra çekirdek
kaynaşması karbon ve oksijenden oluşan ve sıcak çekirdeğin etrafında
yer alan kabukta devam eder. Yıldız en baştaki kırmızı dev hâline
benzer bir gelişim izler ancak bu sefer yüzey sıcaklığı daha yüksektir.
Büyük yıldızlar [değiştir]
Betelgeuse yaşam döngüsünün sonuna yaklaşan bir kırmızı üstdev yıldızdır.
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar helyum yaktıkları aşamada genişleyerek kırmızı üstdev
olur. Çekirdekteki bu yakıt da bittikten sonra helyumdan daha ağır
öğelerin çekirdek kaynaşmasına devam eder. Sıcaklık ve basınç karbon çekirdek kaynaşmasına yetene kadar çekirdek küçülür. Bu süreç, oksijen, neon, silikon ve kükürtün
yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna doğru yıldızın
içindeki soğan katmanları gibi kabuklarda çekirdek kaynaşması
gerçekleşebilir. Her kabukta farklı bir öğe çekirdek kaynaşmasına
uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra ağır öğeler diye
devam eder. [30]
Son aşamaya, yıldız demir
üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir öğeciklerinin (atom) çekirdeği
diğer ağır öğelerin öğecik çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı
için, çekirdek kaynaşmasına uğradıktan sonra erke açığa çıkarmazlar,
dolayısıyla bu süreç erke tüketir. Aynı şekilde daha hafif öğelerin
öğecik çekirdeklerinden daha sıkı bağlandığından bölünüm (fisyon) ile de erke açığa çıkmaz. [29]
Görece yaşlı ve çok büyük yıldızların merkezinde büyük ve eylemsiz bir
demir çekirdeği toplanır. Daha ağır öğeler yıldızın yüzeyine çıkarak Wolf-Rayet yıldızı denen nesnelere dönüşür. Bu yıldızların dış gazyuvarının kaçtığı yoğun bir yıldız rüzgârı bulunur.
Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegence bulutsuya
dönüşür. Eğer dış gazyuvarı 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. [31]
Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz
cücenin içindeki eksicik (elektron) dejenere madde artık plazma
değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir.
Yengeç Bulutsusu: yaklaşık olarak 1050 AD yılında ilk olarak gözlemlenen bir üstnovanın kalıntıları.
Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini
destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene
kadar çekirdek kaynaşması devam edir. Çekirdeğin içindeki eksicikler
(elektron) önelciklere (proton) yönlendirilince ve ters beta parçalanması ya da eksicik yakalanması
(elektron yakalanması) ile patlayıp ılıncık (nötron) ve nötrinolar
oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok
dalgaları yıldızın geri kalanının bir üstnova olarak patlar. Üstnovalar o kadar parlaktır ki kısa süre içinde bulunduğu gökadanın tamamından daha parlaktır. Samanyolunda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir. [32]
Yıldızın maddesinin çoğu, üstnova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutsuları oluşturur. [32]) Geri kalan bir ılıncık yıldızı (nötron yıldızı) hâline gelir (kendilerini bazen atarca (pulsar) ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise karadelik olur.[33] Bir ılıncık yıldızında madde, ılıncık (nötron) dejenere madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de QCD madde denen daha da ekzotik bir dejenere madde bulunur. Karadeliğin içindeki maddenin hâli henüz anlaşılamamıştır.
Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda
kullanılabilecek ağır öğeleri de içerir. Bu ağır öğeler kayalık
gezegenlerin oluşumuna izin verir. Üstnovalardan ve yıldız
rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası ortamın şekilllendirilmesinde
önemli rol oynar.
Beyaz cüce yıldız Sirius’un çevresindeki yörüngede dönüşünün bir ressam tarafından tasviri.
NASA resmi
Yıldızların çoğunluğunun kütleçekimi ile birbirine bağlı çoklu
yıldız sistemlerinde çiftyıldızları 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. [34]
Daha geniş kümelere yıldız kümesi denir. Bunlar birkaç yıldızlık yıldız topluluklarından yüzlerce, binlerce yıldızdan oluşan devasa küresel kümelere kadar sıralanırlar.
Yıldızlar evrende
düzenli bir şekilde dağılmamış ve normalde yıldızlararası gaz ve tozla
birlikte gökadalarda toplanmışlardır. Sıradan bir gökada içinde
yüzlerce milyar yıldız bulunur ve gözlemlenebilen evrende 100 milyardan (1011) daha fazla gökada vardır. [35] Genelde yıldızların sadece gökadalarda olduğuna inanılsa da gökadalararası yıldızlar da bulunmuştur. [36]
Gökbilimciler bilinen evrende en azından 70 sekstilyon (7×1022) yıldız olduğunu tahmin etmektedir. [37] Bu Samanyolumuzda bulunan 300 milyar yıldızın 230 milyar katıdır.
Güneş’ten sonra Dünya’ya en yakın yıldız 39,9 trilyon (1012) kilometre ya da 4,2 ışık yılı uzaklıkta olan Proxima Centauri’dir. Bu yıldızın ışığının dünyaya ulaşması için 4,2 yıl gerekmektedir. Uzay Mekiği’nin
yörünge hızıyla (saniyede 8 kilometre — yaklaşık saatte 30,000
kilometre) yolculuk edersek Proxima Centauri’ye ulaşmak için 150.000
yıl gerekecektir. [38] Buna benzer uzaklıklar gökada tekerlerinde, Güneş’in çevresi de dahil olmak üzere tipik uzaklıklardır. [39] Yıldızlar gökadaların merkezinde ve küresel kümelerde birbirlerine çok daha yakın olabildikleri gibi, gökada aylasında çok daha uzak olabilirler.
Düşük yoğunlukları nedeniyle gökadalarda yıldızların birbiriyle
çarpışmasının oldukça nadir olduğu düşünülür. Ancak gökada merkezi ile
küresel kümenin çekirdeği gibi daha yoğun bölgelerde bu çarpışmalara
daha sık rastlanır. [40] Bu tür çarpışmalar sonucunda mavi başıboşlar
diye bilinen oluşumlar olur. Bunlar ana dizide aynı parlaklığa sahip
yıldızlardan daha yüksek yüzey sıcaklığına sahip anormal yıldızlardır. [41]
Yıldızların hemen hemen tüm özelliklerini başlangıçtaki kütlesi
belirler. Bu özelliklerin arasında parlaklık, büyü
