Alm. Stern (m), Fr. Etoile (f) astre (m), İng. Star. Güneş gibi kendiliğinden ışık, ısı ve diğer elektromanyetik radyasyonları yayan ve uzayda galaksiler hâlinde gruplanmış çok sayıdaki büyük gök cisimlerinden biri. İçerisindeki termonükleer reaksiyonlardan meydana gelen çeşitli enerjiler ve sıcaklık saçan, kor hâlinde bir gaz kütlesidir. Yıldızlar ve galaksi olarak adlandırılan yıldız toplulukları uzayın apartman bloklarını meydana getirirler. (Bkz. Astronomi, Kozmoloji)

Açık ve aysız bir gecede şehir ışıklarının ulaşamadığı ıssız yerlerden semâya bakıldığında gökyüzünün sonsuz sayıda yıldızlarla kaplı olduğu görülür. Aslında bu sayı sanıldığından gâyet azdır. Bütün semâdaki yıldızların sayısı çıplak gözle bakıldığında 6000’i geçmez. Tek bir sefer bakıldığında ise kişi, bunun ancak yarısı kadarını görebilir. Çıplak gözle ve teleskopla görülebilen bütün bu yıldızlar, bir yıldız topluluğu olan Samanyolu Galaksisine bağlıdırlar. Uzayda daha nice galâksiler vardır. Bizim galâksimizde 200 milyar yıldız olduğu tahmin edilmektedir. Bizden başka da takriben 100 milyar galâksi vardır.

Yıldızların görülebilen bir karakteristik özelliği, onları güneş sisteminin beş gezegeni olan Merkür, Venüs, Mars, Jupiter ve Satürn’den ayırır. Gezegenler durgun bir ışıkla gözükürlerken, yıldızlar devamlı parıldarlar. Parıldama yıldızların Dünyâya olan mesâfelerinin uzaklığı ve atmosferin yoğunluğunun ortaya getirdiği bir olaydır. Bunun anlamı da yıldızların dünyâya olan çok fazla uzaklıklarından dolayı büyük diskler hâlinde değil de çok küçük ışık kaynakları hâlinde görüldükleridir. Gezegenler dünyâya yakın olduklarından disk hâlinde gözükürler. Atmosferdeki yoğunluk değişiklikleri yıldız ve gezegenlerden gelen ışıkların kırılmasına ve yansımasına sebep olur, böylece parıltılı görüntüleri meydana getirmiş olurlar. Yıldızlar ışık kaynakları olduklarından parlıyor gözükürler. Gezegenlerse disk olduklarından üzerlerindeki noktaların parıltıları yok olur, duru bir ışığa sâhip olurlar. Ufukta gözüken gezegenlerse daha yoğun atmosferle kaplı olduklarından parlar gibi gözükürler.

Astronomlar, dünyâya çok uzak olan yıldızların uzaklıklarını anlamaya yarayan bir metod geliştirmişlerdir. Yıldızlara âit mesâfeler, bunları güneş sistemindeki en uzun mesâfelerle karşılaştırarak elde edilir. Işığın sâniyede 299.776 km yol aldığından faydalanarak en uzak gezegen olan Plüton’dan yansıyan ışığın Dünyâya beş saatte varabileceği hesaplanmıştır. Fakat uzay o kadar büyüktür ki, ışığın yıldızlardan gelme süresi gün ve ay’la değil ancak senelerle ölçülebilir. Işığın bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri’den bizim güneş sistemimize erişme süresi dört yıldan fazla bir zaman alır. Bir ışık ışınının Samanyolu Galaksisinin bir ucundan öbürüne erişmesi için 100.000 sene lâzımdır. Bu zamânı bir galaksiden diğerine olarak hesapladığımızda ise karşımıza milyonlarca ışık yılı gibi bir müddet çıkmaktadır. Meselâ galaksimize en yakın komşu galaksi olan Andromeda’nın bizden uzaklığı yaklaşık 2.000.000 ışık yılıdır.

Yıldızların renkleri sıcaklık derecelerine bağlı olarak değişir. Bâzıları devamlı aynı parlaklıkta kalırken bâzılarının parlaklıkları zaman zaman değişir. Tek, yalnız olan yıldızlar var olduğu gibi ikili-üçlü gruplar hâlinde olan yıldızlar da vardır.

Güneş, parlaklık bakımından orta halli bir yıldızdır. Diğer bâzı yıldızlar güneşten 100.000, 1.000.000 kat daha parlak oldukları halde Dünyâya Güneş kadar yakın olmadıklarından dolayı güneş kadar parlamazlar.

Samanyolundaki en parlak yıldızlar ise Güneş’imizden yaklaşık 5.000.000 defâ daha parlaktırlar. Ne var ki, bu derece parlak yıldızlar oldukça enderdir. Samanyolundaki yıldızların büyük bir çoğunluğu yıldızlar âilesinden “kızıl cüce” adı ile bilinen ve az parlak olan yıldızlardan meydana gelmiştir. Kızıl cücelerin en tanınmışlarından biri olan Barnard Yıldızı bizden 5.9 ışık yılı ötede olup Güneş’ten 2300 kez daha sönüktür. Yıldızlar bizden o kadar uzaktırlar ki, onların birbirlerine olan mesâfeleri bize hep aynı görünür.

Aslında yıldızların hareketleri birbirlerine ve güneş sisteminden alınan referans kıymetlere göre değerlendirilir.

Dünyânın birçok yerine yerleştirilmiş olan dev teleskoplarla yıldızların gökyüzü haritasındaki koordinatları hassas bir şekilde tâkip edilir. Belirli zamanlarda yıldızın pozisyonu her sene kontrol edilir ve yıldızın açısal yer değiştirmesi veya düzgün hareketi tespit edilir. Fakat bu genellikle gözle fark edilemeyecek kadar az, meselâ 2000 senede çapının bir buçuk katı kadar bir mesâfedir. Uzaktan bir girdabı andıran galaksimizde Güneş Sistemi ve yakınındaki Yıldızlar Galaksi Merkezi etrâfında sâniyede 250 km’lik bir hızla Kuğu Takımyıldızı yönünde savrulmaktadır. Güneşin galaksi merkezi etrâfındaki bir tam dolanma hareketi 200.000.000 yıl sürmektedir. Bu süreye “galaktik yıl” denir. Yıldızların bundan başka “parallax” denilen hareketleri vardır. Bu hareketleri ölçmek için de Parallax ölçümleri denilen özel bir ölçme sistemi kullanılır. Parallax; yıldızın Dünyâdan görülen yönüyle güneşten görülen arasındaki en büyük açısal mesâfesidir.

Herhangi bir yıldızın gökteki parlaklığı onun hakîkî parlaklığı değildir. Zîrâ bâzı yıldızlar Güneş sistemine yakın olduklarından dolayı parlak, bâzıları da çok uzaklarda oldukları için sönük gözükürler. Yıldızların parlaklıkları, şimdiki parlaklık listelerine orantılıdır. Parlaklık bakımından birinci parlaklıkta olan yıldız ikinci parlaklıkta olan yıldızın 2.5 katı; ikinci parlaklıkta olan yıldız, üçüncü parlaklıktakinin 2,5 katı parlaklıktadır. Parlaklık derecesi bu şekilde devam eder. Buna göre birinci sıradaki yıldız altıncı sıradaki yıldızdan 2,5x2,5x2,5x2,5x2,5= 100 kat daha parlaktır.

Yıldızların bâzılarının diğerlerinden değişik renklere sâhip oldukları çıplak gözle bile bakıldığında görülmektedir. Yıldızlar arasındaki bu renk farkı aralarındaki büyüklük farkından ileri gelir.

Görülebilen bir yıldızın kesin büyüklüğü yıldızın parlaklığından istifâde edilerek anlaşılır. Bu iş için fotoelektrik fotometre kullanılır. Teleskopun odağına tespit edilen bu âlet bir diyagram vâsıtasıyla yıldızın ışığının içeri girmesini ve gerekli ölçümlerin yapılmasını sağlar. Yıldızlara âit parlaklık farkları bilinen bir parlaklıktaki yıldızla mukâyese edilerek büyüklüğü hakkında hesap yolu ile neticeye gidilir.

Mutlak büyüklük: Herhangi bir yıldızın dünyâdan belirli standart bir uzaklıkta bulunduğu sıradaki parlaklığıdır. Bu standart mesâfe 32,6 ışık yılı olarak belirlenmiştir. Mesâfenin seçilen bu rakam olmasının sebebi gözüken parlaklıkla hakîkî parlaklığı eşdeğer yapmaktadır. Bir yıldızın parlaklığı ölçülür, gözüken parlaklığı da bilinirse bunun hakiki parlaklığını hesaplamak mümkün olur.

Yıldız tayfları: Yıldızlardan gelen ışıklar prizmalar vâsıtasıyla spektroskopta dalga boylarına ayrılarak sonuçta elde edilen tayftan yıldızın fizikî yapısı hakkında geniş bilgi elde edilebilir.

Görülebilen yıldızların büyük birçoğunluğundaki tayf değişiklikleri bunların atmosferlerindeki kimyâsal bileşimlerin farklılıklarının sonucu değil, atmosferlerindeki farklı fiziksel durumların ortaya koyduğu bir sonuçtur.

On dokuzuncu yüzyılda bâzı yıldızların mavi diğerlerinin kırmızı tayfları olduğu ortaya çıkınca, yıldızların tayflara göre sınıflandırılması gereği duyuldu. Tayf sınıfları alfabenin harfleriyle ifâde edildi. Başlıca sınıflar; O, B, A, F, G, K ve M sınıflarıdır.

O yıldızları; diğer sınıflar arasında en mavi olan yıldızlardır. Tayf parlak ve koyu çizgilerden teşekkül etmiştir. Yüzey sıcaklığı 35.000°C dir. Bu sınıftan bir örnek Eta Puppis yıldızıdır.

B yıldızları; mavimsi beyaz (BO) beyaz tayflıdır. (BO) yüzey sıcaklığı 25.000°C, (B9) 12.000°C’dir. Rigel B8 bu gruptan bir yıldızdır.

A yıldızları; beyaz yıldızlardır. Tayfları hidrojen çizgilerinden meydana gelir, yüzey sıcaklıkları 10.000°C civarındadır. Sirius Vega ve Altair yıldızları bu gruptandır.

F yıldızları; krem renklidirler. 7000°C civârında sıcaklıkları vardır. Procyon, Polaris yıldızları bu gruptandır. Polaris, kutup yıldızıdır.

G yıldızları; sarıdırlar. Tayflarında zayıf hidrojen ve bol miktarda metalik hatlar vardır. Yüzey sıcaklıkları 5000°C civârıdır. Capella ve Güneş bu gruptandırlar.

K yıldızları; portakal rengidirler. Güçlü metalik hatları, 4000°C civârı sıcaklıkları vardır. Arcturus, Aldebaran ve Pollux bu gruptandır.

M yıldızları; portakal rengi-kırmızı arasıdırlar. Yüzey sıcaklıkları 3200°C civârındadır. Mira Ceti, Betelgeux, Antares, Proxima Centauri bu gruptandır.

Hertzspung-Russel diyagramı: Bu diyagram Danimarkalı astronom Ejnar Hertzsprung ve Amerikalı astronom H.W.Russel tarafından bulunmuştur. Yıldızların parlaklıklarıyla tayflarının tiplerini karşılaştıran bu tablo vâsıtasıyla doğru sayılabilecek ortalama yıldız çapları ölçülür.

Yıldızlar tayflarına göre sıralandıkları gibi parlaklıklarına ve büyüklüklerine göre de ayrı ayrı sınıflandırılırlar. Büyüklüklerine göre sınıflandırıldıklarında iki ana grup yıldız ortaya çıkar. Bunlar dev ve cüce yıldızlardır. Aynı tayf sınıfında cüce ve dev yıldızları bir arada bulmak mümkündür.

En parlak dev yıldızların ağırlıkları güneşinkinin 50-75 katı, en sönük cüce yıldızların ağırlılarının ise güneşinkinin dörtte biri kadar olduğu tespit edilmiştir.

Yapılan basit hesaplamaların bir sonucu olarak dev yıldızların içlerindeki maddelerin bir birinin ürettiği enerjinin, sönük cüce yıldızların tamâmının ürettiği enerjinin 50.000 katı olduğu anlaşılmıştır.

Yukarıda anlatılan yıldızlardan başka değişik yıldız çeşitleri vardır. Bunlardan bâzıları beyaz cüceler (White dwarfs) nötron yıldızları, karadelikler (Pulsarlar) ve değişken yıldızlardır.

Hakikî parlaklıkları +11.5 olan beyaz cücelerin renkleri mavimsi beyazdır. Çapı dünyânınkinin 2,5 katı kadardır. Beyaz cüceler güneşin yakın çevresindeki 50 yıldızdan 20’sini meydana getiren yıldızlardır. Fakat hemen hemen görülemeyecek kadar sönüktürler.

Nötron yıldızlar, elektron ve protonları merkeze doğru sıkışarak yoğunlaşmış yıldızlardır. Pulsarlar da yoğun yıldızlar olup radyo dalgaları yayarlar. Karadelikleri ışık saçmayan çok yoğun yıldız kütlesidir. (Bkz. Karadelik)

Değişken yıldızlar: Bu yıldızlar zaman zaman parlayıp koyulaşan yıldızlardır. Şu anda 20.000 civârında çoğalan yıldız olduğu tahmin edilmektedir. Değişken yıldızlar da kendi aralarında gruplara ayrılırlar. Bu ayrılıklar ışık değişiklikleri ve yıldızların fizikî tabiatlarından ileri gelmektedir.

Yıldızların enerjileri: Yıldızlar arasında birçok farklılıklar vardır, bunlar değişik özelliklerden kaynaklanırlar. Fakat yıldızların tamâmında temel enerji kaynağı aynıdır. Bu temel enerji kaynağı, hafif atomlardan, ağır atomlar meydana gelmesidir. Bu gibi termonükleer reaksiyonlarda ağırlık hemen hemen hiç azalmaz.

Güneş ve yıldızların enerjilerini nereden aldıkları ilim adamları için devamlı bir soru olmuştur. Enerjilerini maddelerin kimyevî yanmasından aldıkları öne sürülmüş, bu bir sonuç getirmeyince radyoaktif atomların bu enerjiyi meydana getirdiği öne sürülmüştür. Sonradan bunun da doğru olmadığı anlaşılmış ve 1920’lerde bu enerjiye, nükleer reaksiyonların meydana getirdiği maddenin değişmesinin sebep olduğu anlaşılmıştır.

Orta büyüklükte bir yıldız olan Güneşin yüzey sıcaklığı 6000°C olmakla beraber sıcaklık merkeze gittikçe artmakta ve merkezde 14-15.000.000 dereceyi bulmaktadır.

Güneşin içerisinde temel enerji üreten reaksiyonların var olduğu bir gerçektir. Bu reaksiyonlar hidrojen çekirdeği yâhut protonlar arasındaki çarpışmalardan meydana gelen Helyum çekirdeğidir.

Güneşte ve Güneşe yakın ağırlıkları olan yıldızlarda “Proton-proton birbirini etkileme” reaksiyonu vardır. Bu reaksiyondan başka ağır yıldızlarda aktif olan başka bir reaksiyon daha vardır. Sıcaklıkları 20.000.000 dereceyi bulan bu yıldızlarda “karbon devresi” adı verilen reaksiyon aktif haldedir. Bu devrede karbon atomunun geçen protonlarla hareket ettiği altı basamak vardır. İşlemin, yâni reaksiyonunun sonunda dört proton kullanılarak bir helyum çekirdeği meydana getirmiştir. Bunun ağırlığı “Proton birbirini etkileme” reaksiyonunda olduğu gibi, orijinal çekirdek ağırlığının 0.810’u kadar bir azalma gösterir. Bu azalan fark enerji olarak çevreye yayılır.

Karbon devresinin Güneşte de az miktarda olduğuna dâir çok kuvvetli olmayan deliller vardır.

Yıldızların ömrü: Aslında bir yıldızın yaşaması ve ölümü kütlesine bağlıdır. Ağır kütleli bir yıldız (yaklaşık 20 Güneş kütlesi) nükleer yakıtını hızlı kullanır ve hidrojenini çabucak tüketir. Hafif kütleli bir yıldız ise, başlangıçta çok az bir yakıta sâhip olmasına rağmen, bunu azar azar kullanır ve daha uzun bir süre yaşar. Bir yıldızın ömrü bizim kolayca değerlendiremeyeceğimiz kadar uzundur. Bu yüzden Güneşi bir kıyas unsuru olarak kullanabiliriz. Güneş yaklaşık olarak 10 milyar yıl yaşayacaktır. En ağır bir yıldız bu sürenin binde biri kadar bir sürede ömrünü sürdürecek çok hafif kütleli yıldızlar ise bu süreden 100 kat daha uzun bir süre yaşayacaklardır.

Ağır yıldızların ömrü şu safhalardan geçer: Milyarlarca yıl parlayarak merkezindeki hidrojeni tamâmen tüketen yıldız yoğun bir helyum koru ile kırmızı dev hâline gelmek için genişler. Sonunda bu genişleme yıldızın birkaç sâniye içinde tamâmı ile çökmesine ve çöken kordan yayılan bir enerji dalgası ile bir süpernova olarak patlamasına yol açar.

Süpernovanın çöken koru korkunç bir çekim kuvvetinin tesirinde gittikçe büzülerek sonunda düzenli radyo dalgaları gönderen bir nötron yıldızı hâline gelir. Buna aynı zamanda pulsar adı verilir. Bir nötron yıldızı yaklaşık 25 km çapındadır ve içindeki madde o kadar yoğundur ki nötron yıldızının toplu iğne başı büyüklüğündeki maddesi yaklaşık 1.000.000 ton ağırlığındadır. Nötron yıldızının çekimi yüzeyine inmeye çalışan bir astronotu parçalayacak ve atomlarına ayrıştıracak kadar güçlüdür.

Eğer çöken bir süpernovanın koru çok ağırsa (üç güneş kütlesinden daha ağır) yıldızın ömrü bir nötron yıldızı olarak son bulamaz. Kendi çekimi o kadar güçlüdür ki kor sonunda birkaç kilometre çapında akıl almaz bir yoğunluk ve çekim gücüne sâhip bir bölge hâline gelir. İçinden hiçbir şeyin, ışığın bile kaçamadığı bu bölgeye “karadelik” adı verilir.

Hafif yıldızlar ise kırmızı dev safhasından sonra dış gazlarını git gide kaybetmeye başlar. Zamanla etrâfında fazla yoğun olmayan bir gaz halkası yer alan basit bir gezegen gibi gözükür. Bu safhaya “gezegenimsi nebülöz sahfası” denir.

Yıldızın dış bölgeleri tamâmen yok olduktan sonra ancak çok sıcak küçük koru görebiliriz. Bu yalnızca güneş çapının yüzde biridir. Yâni dünyâ çok fazla büyük değildir ve yüksek sıcaklıktan dolayı yıldız beyaz bir renk almıştır. Bu yüzden bu cisimlere “beyaz cüce” adı verilmiştir. Beyaz cüceler çok küçük olduklarından gökyüzünde oldukça sönük gözükürler. Bu bir anlamda hafif yıldızın ömrünün sonu, yâni ölümü demektir.