Yıldız: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmemiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
k işlemi için Etiketler: tanım değiştirme Görsel Düzenleyici Mobil değişiklik Mobil ağ değişikliği |
Gerekçe: + vandalizm amaçlı değişiklik Etiket: Elle geri alma |
||
2. satır:
{{diğer anlamı|Yıldız (anlam ayrımı)}}
[[Dosya:Bob Star - M45 Carranza Field (by).jpg|thumb|sağ|300px|[[Taurus (takımyıldız)|Boğa takımyıldızında]] yer alan [[Ülker (yıldız kümesi)|Ülker yıldız kümesi]] bir [[Açık yıldız kümesi|açık yıldız kümesidir.]]]]
[[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 çekirdeklerinde meydana gelen [[Nükleer füzyon|çekirdek kaynaşması]] (füzyon) tepkimelerinde açığa çıkan [[nükleer enerji]]nin yıldızın içinden geçtikten sonra dış uzaya radyasyon (ışınım) ile yayılmasıdır.
8. satır:
[[Astronom|Gök bilimciler]] bir yıldızın [[Elektromanyetik spektrum|tayfını]], [[Kadir (astronomi)|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 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|ısıyayım]] (konveksiyon) birleşimiyle çekirdekten uzağa taşır. Bu süreçler yıldızın kendi içine doğru çökmesini engeller ve enerji, yıldız yüzeyinde bir [[Güneş rüzgârı|
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]] 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 = yes }}</ref>
| |||