yildiz

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. (Bakınız Big Bang.) 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 cüceler yakıtlarını çok yavaş yaktıklarından on ile yüz milyar yıl arasında yaşarlar.

Kimyasal bileşim

Yıldızlar oluştuklarında yaklaşık kütlelerinin %70?i hidrojen, %28?i helyum, geri kalanı da ağır öğelerdir. Genel olarak ağır öğelerin oranı yıldız gazyuvarında bulunan demir içeriğiyle belirlenir çünkü demir hem sık bulunan bir öğedir hem de soğurma çizgileri görece daha kolay ölçülür. Yıldızların oluştuğu özdeciksel bulutlar üstnova patlamalarıyla sürekli olarak ağır öğelerle zenginleştiğinden bir yıldızın kimyasal bileşimi yaşını belirlemek için kullanılır. Ağır öğelerin oranı ayrıca yıldızın bir gezegen sisteminin olması olasılığının da bir göstergesi olabilir. 

Bugüne kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip olan yıldız HE1327-2326 no.lu cücedir. Yalnızca Güneş?in demir içeriğinin 200.000 de birine sahiptir.

Çap

Dünya?ya olan büyük uzaklıkları nedeniyle Güneş dışındaki tüm yıldızlar, Dünya?nın havayuvarının etkisiyle gece gökyüzünde göz kırpan parlak noktalar olarak insan gözüne görünürler. Yıldız tekerleri yeryüzündeki optik teleskoplar tarafından gözlemlenemeyecek kadar küçük açısal boyutlarda olduklarından bu nesnelerin resimlerini alabilmek için girişimölçer içeren teleskoplar gerekir. Güneş de bir yıldızdır ancak teker olarak görünecek ve günışığı sağlayacak kadar Dünya?ya yakındır. Güneşten sonra en büyük görünen boyuttaki yıldız yalnızca 0,057 SOA?lık açısal çapı olan R Doradus yıldızıdır. 

Yıldızlar bir şehirden daha büyük olmayan ılıncık yıldızlarından Orion takımyıldızında bulunan ve Güneş?in 1.000 katı büyük olan yaklaşık 1,6 milyar kilometrelik çapı olan Betelgeuse gibi üstdevlere kadar sıralanırlar. Ancak Betelgeuse?ün yoğunluğu Güneş?inkinen çok daha azdır. 

Devinim

Bir yıldızın Güneş?e göre hareketi yıldızın kaynağı ve yaşı için olduğu kadar yapısı ve bulunduğu gökadanın gelişimi hakkında da önemli bilgiler sağlayabilir.

Bir yıldızın özdevimi teğetsel hızıdır. Bunun belirlenmesi için yılda mas (mili SOA) birimi kullanılarak çok hassas gökölçümleri yapılır. Bir yıldızın ıraklık açısını belirleyerek bir yıldızın özdevimi hız birimlerine çevrilebilir. Yüksek özdevimi olan yıldızlar Güneş?e görece daha yakın olan yıldızlardır ve ıraklık açısı ölçümü için oldukça iyi adaylardır.

Dikeyhız yıldızın güneşe doğru ya da güneşten uzağa olan hızıdır. Bu hız tayf çizgilerindeki doppler kayması ile belirlenir ve birimi kilometre/saniyedir.

Her iki hareket hızı da belirlendikten sonra bir yıldızın Güneş?e ya da gökadaya 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 gökada düzlemine eğik olan eliptik yörüngeleri bulunur. Yakındaki yıldızların devinimlerinin karşılaştırılması sonucunda yıldız toplulukları da tanımlandı. Bunlar büyük bir olasılıkla oluşumlarının kaynağında aynı dev özdeciksel bulutları paylaşıyorlardı.

Kütle

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 Carinaeyıldızıdır. Yakın geçmişte yapılan Arches kümesindeki bir çalışma evrenin içinde bulunduğu dönem içinde 150 güneş kütlesinin üst sınır olduğunu önermektedir. Bu sınırlamanın nedeni kesin olarak bilinmese de kısmen bir yıldızın gazyuvarından gazları kaçırmadan geçebilecek olan en yüksek aydınlatma gücü miktarını belirleyen Eddington aydınlatma gücü nedeniyle olduğu düşünülmektedir.

Big Bang?ten hemen sonra oluşan yıldızlar, bileşimlerinde lityumdan daha ağır öğe bulunmaması nedeniyle 300 güneş kütlesi ya da daha büyük olabilirler. Bu aşırı büyük 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 Cyıldızı, çekirdeğinde çekirdek kaynaşması süren bilinen en küçük yıldızdır. 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. Ama metallik düşük olduğunda, sönük yıldızlar üzerine yapılan bir çalışma minimum yıldız boyutunun güneşin %8,3?ü yani Jüpiter?in kütlesinin yaklaşık 87 katı olduğunu göstermektedir. Bundan daha küçük boyutta olan yıldızlara kahverengi cüceler denir ve yıldızlar ile gaz devleri arasında çok iyi tanımlanamamış bölgede yer alırlar.

Yıldızın yarıçapı ve kütlesi yüzeydeki kütleçekimini belirler. Dev yıldızlar ana dizideki yıldızlardan daha düşük bir yüzey kütleçekimine sahip iken beyaz cüceler gibi yozlaşmış yoğun yıldızların yüzey kütleçekimi daha büyüktür. Yüzey kütleçekimi yıldızışığının tayfını etkiler; daha yüksek kütleçekimi soğurma çizgilerini genişletir.

Dönme

Yıldızların dönme hızı tayfölçümü ile yaklaşık olarak tahmin edilebilir ya da yıldız lekelerinin dönme hızının izlenmesiyle daha kesin olarak belirlenebilir. Genç yıldızlar eşleklerinde (ekvator) 100 km/s?yi geçen büyük dönme hızlarına sahiptir. Örneğin B sınıfı yıldız Achernar kutuplar arasındaki uzaklıktan %50 daha büyük bir eşlek çapına yolaçan yaklaşık 225 km/s?lik ya da daha büyük bir eşlek dönme hızına sahiptir. Bu hız ulaşıldığında yıldızın parçalanacağı dönüşül (kritik) hız olan 300 km/s?den çok az düşük olan bir hızdır. Karşılaştırıldığında Güneş ancak her 25 ? 35 günde bir döner ve eşlek dönme hızı 1.994 km/s?dir.Bir yıldız ana dizi üzerinde gelişimini sürdürürken, mıknatıssal alanı ve yıldız rüzgârı dönme hızını önemli miktarda azaltmaktadır. 

Yozlaşmış yıldızlar yoğun bir kütleye sıkıştıklarından yüksek bir dönme hızına sahiptirler. Ancak açısal devinirliğin (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. Bunun yanı sıra bir atarcanın (pulsar) dönme hızı oldukça yüksektir. Örneğin Yengeç bulutsusunun merkezindeki atarca saniyede 30 kere döner. Atarcanın dönme hızı ışınım nedeniyle giderek yavaşlayacaktır.

Sıcaklık

Ana dizideki bir yıldızın yüzey sıcaklığı çekirdekteki erke üretim hızı ve yıldızın yarıçapı ile belirlenir. Büyük yıldızlar 50,000 K?e varan yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler. Güneş gibi daha küçük olan yıldızların yüzey sıcaklığı birkaç bin derece civarındadır. Kırmızı devler 3,600 K gibi görece düşük bir yüzey sıcaklığına sahip olmalarına rağmen çok geniş dış yüzey alanları nedeniyle yüksek parlaklığa sahiptirler.

Yıldız sıcaklığı değişik öğelerin erke kazanma ya da yükünleşme (iyonlaşma) hızını belirleyebileceğinden tayf üzerinde karakteristik soğurma çizgileri olarak belirirler. Bir yıldızın yüzey sıcaklığı, görünür saltık büyüklüğü (mutlak büyüklük) ve soğurma özellikleri ile yıldızın sınıflandırılmasında kullanılır.