yildiz

Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen erke hem elektromıknatıssal ışınım (elektromanyetik radyasyon) hem de parçacık ışınımıolarak uzaya yayılır. Yıldız tarafında yayılan parçacık ışınımı yıldız rüzgârı (yıldızın dış katmanlarından yayılan serbest önelcik (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. 

Çekirdekteki erke üretimi yıldızların bu kadar çok parlak olmasının nedenidir. Ne zaman bir öğenin iki ya da daha fazla atom (öğecik) çekirdeği birleşerek daha ağır bir öğenin atom çekirdeğini (öğecik çekirdeği) oluşturmak için kaynaşsa oluşan çekirdek kaynaşması tepkimesinden gama ışını ışıközü (foton) salınır. Bu erke yıldızın dış katmanlarına ulaştığında görünür ışığın da dahil olduğu diğer elektromıknatıssal erkeye (elektromanyetik enerji) dönüşür.

Bir yıldızın görünür ışığının doruk titreşim sayısınca belirlenen (frekansı) rengi yıldızın ışıkyuvarını da içeren (fotosfer) dış katmanlarına bağlıdır. Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği elektromıknatıssal ışınım türleri de yayar. Aslında yıldızların elektromıknatıssal ışınımı elektromıknatıssal tayfın (elektromanyetik spektrum) en uzun dalgaboyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalgaboyu olan morötesi, X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsar. Yıldızların elektromıknatıssal ışınımının görünür ya da görünmez tüm bileşenleri özellikleri ayırtetmede önem taşır.

Yıldız tayfını kullanan gökbilimciler yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey kütleçekimini, metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler. Iraksal açı 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.) Bu değişkenleri kullanan gökbilimcileri yıldızın yaşını da tahmin edebilir.

Parlaklık

Gökbiliminde parlaklık bir yıldızın birim zamanda yaydığı ışığın ya da diğer ışınım erkesinin miktarıdır. Bir yıldızın parlaklığı yarıçapı ve yüzey sıcaklığı ile belirlenir.

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 yıldızlekesi olan tekerlere sahiptir. Daha büyük dev yıldızlar daha büyük ve bariz yıldızlekelerine sahiptir ve güçlü yıldız kenar kararmasıgösterirler. Bu yıldız tekerinin kenarlarına doğru parlaklığın azalmasıdır. UV Ceti gibi kırmızı cüce parıltılı yıldızlarda oldukça belirgin yıldızlekesi oluşumları gösterebilirler.

Kadir sınıfı

Bir yıldızın parlaklığı, görünürdeki parlaklık (ayrıca "kadir sınıfı") ile ölçülür. Bu kavram Dünya?dan uzaklığı ve atmosferden geçerken uğradığı değişime göre yıldızın parlaklığını belirler.

Saltık büyüklük (mutlak kadir) yıldız ile Dünya arasındaki mesafe 10 parsek (32,6 ışık yılı) olsa kadir sınıfının ne olacağıdır ve doğrudan yıldızın parlaklığına bağlıdır.

Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeği tersüstel (logaritma) sayılarından oluşur. Kadir sınıfındaki bir sayı değişikliği yaklaşık olarak parlaklığın 2,5 katı (100?ün beşinci kökü yaklaşık olarak 2,512) artmasına eşdeğerdir 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 sayıs 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_b) daha sönük olan yıldızın kadir sınıfından (m_f) çıkarılır ve aradaki fark 2,512 sayısının üssü olarak alınır; yani:

?m = m_f ? m_b

2.512^?m = parlaklıktaki değişim

Hem parlaklığa hem de Dünya?dan uzaklığa bağlı olarak bir yıldızın saltık kadir sınıfı (M) ile görünür kadir sınıfı (m) tam olarak birbirlerine eş değildir.; örneğin parlak bir yıldız olan Sirius?un görünür kadir sınıfı ?1,44?tür ancak saltık kadir sınıfı yalnızca +1,41?dir.

Güneş?in görünür kadir sınıfı ?26,7?dir ama saltık 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 saltık 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 itibariyle bilinen en yüksek saltık kadirsınıfına sahip olan yıldız ?14,2 ile LBV 1806-20 yıldızıdır. Bu yıldız Güneş?ten 38 milyon kat daha parlaktır. 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 mumışığının Dünya?dan görünüşü kadardır.