Yıldız evrimi: Revizyonlar arasındaki fark

Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların [[anakol]]da olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. anakolun 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.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross | başlık=Stellar evolution from the zero-age main sequence | dergi=Astrophysical Journal Supplement Series | yıl=1979 | cilt=40 | sayfalar=733-791| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M |erişimtarihi=8 Mart 2009 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20181005100539/http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M |arşivtarihi=5 Ekim 2018 | ölüurl=hayır }}</ref> Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.<ref>{{Dergi kaynağı| son=Sackmann| ilk=I.-Juliana| eşyazarlar=Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer | yıl=1993| ay=Kasım| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...418..457S | başlık=Our Sun. III. Present and Future| dergi=Astrophysical Journal| cilt=418| sayfalar=457| erişim-tarihi=8 Mart 2009| arşiv-url=https://web.archive.org/web/20160601221709/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...418..457S| arşiv-tarihi=1 Haziran 2016| ölüurl=hayır}}</ref>

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 <ref>{{Dergi kaynağı| yazar=B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky | başlık=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity | dergi=The Astrophysical Journal | yıl=2002 | cilt=574 | sayfalar=412-425| url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/dergi/issues/ApJ/v574n1/55336/55336.text.html }}</ref> 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.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers | başlık=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind | dergi=Astronomy and Astrophysics | yıl=1977 | cilt=61 | basım=2 | sayfalar=251-259 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D | erişim-tarihi=28 Nisan 2022 | arşiv-url=https://web.archive.org/web/20181005103635/http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A%26A....61..251D | arşiv-tarihi=5 Ekim 2018 | ölüurl=hayır }}</ref> 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar anakolda kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727 | başlık = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun | erişimtarihi = 7 Eylül 2006 | yayımcı = Royal Greenwich Observatory | arşivurl = https://web.archive.org/web/20070930015551/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727 | arşivtarihi = 30 Eylül 2007 | ölüurl = evet }}</ref>

Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir [[gezegenimsi bulutsu]]ya 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.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=J. Liebert | başlık=White dwarf stars | dergi=Annual review of astronomy and astrophysics | yıl=1980 | cilt=18 | basım=2 | sayfalar=363-398 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L | erişim-tarihi=28 Nisan 2022 | arşiv-url=https://web.archive.org/web/20190107234301/http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA%26A..18..363L | arşiv-tarihi=7 Ocak 2019 | ölüurl=hayır }}</ref> Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki eksicik (elektron) yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra [[kara cüce]]lere dönüşeceklerdir.