Yıldızlar

⚡ TÜM BİLGİLER! BURAYA TIKLAYIN 👈🏻👈🏻👈🏻

Yıldızlar
Alle Titel TV-Folgen Prominente Unternehmen Stichwörter Erweiterte Suche
Vollständig unterstützt English (United States) Teilweise unterstützt Français (Canada) Français (France) Deutsch (Deutschland) हिंदी (भारत) Italiano (Italia) Português (Brasil) Español (España) Español (México)
Füge eine Handlung in deiner Sprache hinzu
Dokun Kalbime Lyrics and Music by Volkan Akmehmet and Inanc Sanver Performed by Ceren Çagatay and Berk Cankat
Hinterlasse als Erster eine Rezension
Hinterlasse als Erster eine Rezension
Bearbeitung vorschlagen oder fehlenden Inhalt hinzufügen
By what name was Yildizlar Sahidim (2017) officially released in Canada in English?
The Best Movies and Shows to Watch in August
Fall TV Guide: The Best Shows Coming This Year
Sie haben keine kürzlich angezeigten Seiten.

Ana Sayfa Astronomi Yıldızlar Hakkında Bilmediklerimiz!
Güncel yazılarımızı takip etmek için mail bültenimize kayıt olabilirsiniz.
Sorularınız için mail adresimiz: info@bilgiustam.com
🡆 Websitemizdeki içeriklerin izinsiz olarak alıntılanması yasaktır. Tüm hakları korunmaktadır.
© 2006-2022 _ BilgiUstam.com | .net | .org
Yıldızlar gazlardan oluşan, etraflarına ısı ve ışık yayan gök cisimleri’dir. Gezegenimizdeki yaşamın, ışığın ve ısının kaynağı olan Güneş’te bir yıldızdır. Güneşimiz orta boyda ve orta yaşta bir yıldızdır ve rengi sarıdır.Yıldızları renklerine aynı zamanda da yaşlarına göre 3’e ayırabiliriz:
1-Genç olanlar: Mavi(veya beyaz) renklidir. 2-Orta yaşlı olanlar(Güneşimiz): Sarı renklidir. 3-Yaşlı olanlar: Kırmızı renklidir.
Bilinen evrende 100 milyardan fazla galaksinin olduğu düşünülüyor ve her bir galaksinin 200 milyardan fazla yıldıza ev sahipliği yaptığı tahmin ediliyor. Güneş’e en yakın yıldız Proxima Centauri’dır. Güneşten 4.2 ışık yılı (1 ışık yılı 9.5 trilyon km’dir) yani 39.9 trilyon km uzaktadır. Bilinen en büyük yıldız VY Canis Majors ve Güneşten 2100 kat daha büyüktür.Yüzey sıcaklığı Güneşten 300 kez daha fazladır. Bu yıldız bizde 5 bin ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Bilinen en parlak yıldız ise LBV-1806-20’dir. Güneşten 150 kez daha ağır olmasına rağmen 38 milyon kat daha parlaktır.
Peki yıldızların enerji kaynağı nedir ve sürekliliği nasıl sağlıyorlar? Bu konuda birçok tez ortaya atılmıştır. Fakat şuanda geçerliliğini koruya tek seçenek şudur: 1920’lerde yıldızlardaki bu enerjiye, nükleer reaksiyonlar sonucu maddenin değişmesinin sebep olduğu anlaşılmıştır.(Maddenin bu haline plazma denir.)Yıldızların çekirdeklerinde muazzam ısıların ortaya çıktığını biliyoruz. Örneğin Güneşin çekirdeğinde ısının 14 ile 15 milyon derece arasında olduğu tahmin edilmektedir.Bunun sonucunda maddeler arası reaksiyonlar oluşuyor ve muazzam enerjiler ortaya çıkıyor.
Yıldızların Ömrü Bir yıldızın ömrü boyutlarıyla orantılı olarak değişir.Büyük boyutlara ve büyük kütleye sahip bir yıldız,küçük boyutlara sahip bir yıldıza göre daha çabuk ölecektir. Çünkü büyük yıldızlar enerjilerini hızlıca ve diğerlerine göre büyük ölçüde kullanırlar ve ömürleri çabuk sona erer.Küçük yıldızlar ise, yakıtlarını yavaş kullanarak daha uzun yaşam sürerler.Yıldızlar öldükten sonrada değişik safhalardan geçerler.Örneğin ağır bir yıldız öldükten sonra, bir süper novaya ya da bir kara deliğe dönüşebilir. Her iki durumda da muazzam (sonsuz kabul edilir) yoğunluğa sahip bir cisme dönüşür.
Save my name, email, and website in this browser for the next time I comment.
“Bilgiyi Ustasından Öğrenin” sloganıyla 2006 yılının Ekim ayında yayın hayatına başlayan Bilgiustam, çıkış noktası olarak bilim konularını referans almıştır. Zaman içerisinde genişleyerek birçok farklı kategoride hizmet vermeye başlayan Bilgiustam’ın asıl amacı, kaliteli Türkçe içerik oluşturmak adına gayret göstererek, Türk internet mecrasına katkıda bulunmaktır.


Şifre sıfırlama bağlantınız geçersiz veya süresi dolmuş görünüyor.




Yazar

Hacer SEZGİN


Güncellendi 4 ay önce



Yıldızlar dev, parlak plazma küreleridir. Samanyolu Galaksisinde kendi güneşimiz de dâhil milyarlarca yıldız var. Ayrıca evrende milyarlarca galaksi var. Şimdiye kadar, yüzlerce gezegende yörüngede gezinen gezegenler olduğunu öğrendik.
Kayıtlı uygarlığın başlangıcından bu yana, yıldızlar dinde önemli bir rol oynamış ve yol bulmak için hayati önem taşımışlardır.
Gök bilim manasına gelen astronomi, bilimlerin belki de en eskisidir. Teleskobun icadı ve 17. yüzyılda hareket ve yer çekimi yasalarının keşfi, yıldızlarında tıpkı güneş gibi aynı fizik yasalarına uyduğunun fark edil
mesini sağladı. 19. yüzyılda fotoğraf ve spektroskopi (nesnelerin yaydığı ışığın dalga boylarının incelenmesi) astrofizik gelişimine yol açan yıldızların kompozisyonlarını ve hareketlerini uzaktan araştırılmasını mümkün kıldı.
İlginizi çekebilir: Büyükayı Takımyıldızı
1937’de, gök bilimcilerin yıldızlardan başka türlü görünmeyen radyasyon tespit etmelerini sağlayan ilk radyo teleskobu icat edildi. İlk gama ışını teleskopu 1961’de başlatılarak yıldız patlamaları ( süpernova ) çalışmalarına öncülük etti. Ayrıca 1960’larda gökbilimciler, balon kaynaklı teleskoplar kullanarak kızılötesi gözlemler başlattılar. Yıldızlar ve diğer nesneler hakkında ısı emisyonlarına dayanarak bilgi topladılar. İlk kızılötesi teleskop (Kızılötesi Astronomik Uydu) 1983’te piyasaya sürüldü.
Mikrodalga emisyonları ilk olarak NASA’nın Kozmik Mikrodalga Arka Plan Gezgini (COBE) uydusu ile 1992 yılında uzaydan incelendi. (Mikrodalga emisyonları genellikle genç evrenin kökenlerini araştırmak için kullanılır. Bazen de yıldızları incelemek için kullanılır.)
1990’da, en derin, en ayrıntılı görünürlüğü sağlayan ilk uzay tabanlı optik teleskop olan Hubble Uzay Teleskobu fırlatıldı ve evrenin en detaylı ışık görünümü elde edildi.
Elbette yıllar boyunca daha gelişmiş gözlem evleri (tüm dalga boylarında) olmuştur ve daha da güçlü olanlarının yapımı planlanmaktadır. Birkaç örnek, 2024 yılında kızılötesi ve optik dalga boylarında gözlemlere başlaması planlanan Avrupa Aşırı Büyük Teleskopu (E-ELT) ve NASA’nın Hubble’ın halefi olarak faturalanan James Webb Uzay Teleskobu, yıldızları kızılötesi dalga boylarında incelemek için 2018’de başlatıldı.
Eski kültürler, göklerde insanlara, hayvanlara veya ortak nesnelere benzeyen desenler görmüşlerdir. (Örneğin; Yunan mitolojisinde bir kahraman olan Avcı Orion gibi mitten figürleri temsil eden takımyıldızlar.) Gökbilimciler şimdi yıldız isimlerinde takımyıldızları kullanıyorlar.
Gökteki nesnelere isim vermek için dünya otoritesi olan Uluslararası Astronomi Birliği, 88 takımyıldızı resmen tanımaktadır.
Genellikle, bir takım yıldızdaki en parlak yıldız, bilimsel adının bir parçası olarak Yunan alfabesinin ilk harfi olan “ alfa ” ya sahiptir. Bir takım yıldızdaki ikinci en parlak yıldız tipik olarak “ beta ,” üçüncü en parlak “ gama ” olarak adlandırılır ve tüm Yunan harfleri kullanılıncaya kadar sayısal adlandırmalar takip eder.
Antik çağlardan beri birkaç yıldızın isimleri vardır. Örneğin, Betelgeuse Arapça’da “devin eli (veya koltuk altı)” anlamına gelir. Orion’daki en parlak yıldızdır ve bilimsel adı Alpha Orionis’dir.
Ayrıca, yıllar boyunca farklı gök bilimciler, benzersiz numaralandırma sistemleri kullanan yıldız katalogları derlediler. Astrofotoğrafçılıkta öncü olarak adlandırılan Henry Draper Kataloğu, 272.150 yıldız için spektral sınıflandırma ve kısmi pozisyonlar sağlar. Yarım asırdan fazla bir süredir astronomik topluluk tarafından yaygın olarak kullanılmaktadır. Katalog Betelgeuse’u HD 39801 olarak tanımlar.
Evrende çok fazla yıldız olduğundan, IAU yeni keşfedilen yıldızlar için farklı bir sistem kullanır. Çoğu, yıldız türünü veya yıldız hakkındaki bilgileri listeleyen bir kataloğu ve ardından bir grup simgeyi temsil eden bir kısaltmadan oluşur.
PSR J1302-6350 bir pulsar , dolayısıyla PSR’dir. J, J2000 olarak bilinen bir koordinat sisteminin kullanıldığını gösterirken, 1302 ve 6350, Dünya’da kullanılan enlem ve boylam kodlarına benzer koordinatlardır.
Son yıllarda, IAU, astronomik topluluktan toplumu adlandırma süreçlerine dâhil etme çağrıları arasında çeşitli yıldızlar isimlerini resmileştirdi. IAU, 2015 “Name ExoWorlds” yarışmasında 14 yıldız ismini resimledi ve dünyadaki bilim ve astronomi kulüplerinden öneriler aldı.
Bununla birlikte, Dünya’dan sadece dört ışık yılı uzaklıkta gezegenleri olan ünlü bir yıldız sistemine atıfta bulunan uzun zamandır “Alpha Centauri” adı, “ Rigel Kentaurus ” ile değiştirildi.
Bir yıldız, tamamen veya neredeyse tamamen hidrojen ve helyumdan oluşan dev, yavaş dönen bir buluttan gelişir. Kendi kütle çekim kuvveti nedeniyle, içeriye doğru çökmek için arkasındaki bulut küçüldükçe, daha hızlı bir şekilde döner. Dış kısımlar bir disk haline gelirken, en içteki kısımlar kabaca küresel bir yığın haline gelir.
NASA’ya göre, bu çöken malzeme daha sıcak ve yoğunlaşarak top şeklinde bir protostar oluşturur. Protostardaki ısı ve basınç yaklaşık 1.8 milyon Fahrenheit’e (1 milyon Santigrat) ulaştığında, normalde birbirini iten atomik çekirdekler kaynaşmaya başlar ve yıldız tutuşur.
Nükleer füzyon, bu atomların küçük bir kütlesini olağanüstü miktarda enerjiye dönüştürür. Örneğin, tamamen enerjiye dönüştürülen 1 gram kütle, yaklaşık 22.000 ton TNT patlamasına eşit olacaktır.
Yıldızların yaşam döngüleri, çoğunlukla başlangıç ​​kütlelerine göre kalıpları takip eder. Bunlar arasında:
Güneş kütlesinin onda birinden daha küçük nesneler, nükleer füzyonu ateşlemek için yeterli kütle çekim kuvvetine sahip değildir, bazıları kahverengi cüceler olarak bilinen başarısız yıldızlar olabilir.
Orta kütleli bir yıldız, yüzey sıcaklığı yaklaşık 6.750 °F (3.725 °C) olan bir protostar içine çökmek için yaklaşık 100.000 yıl süren bir bulutla başlar. Hidrojen füzyonu başladıktan sonra sonuç, parlaklıkta dalgalanan değişken bir yıldız olan bir T-Tauri yıldızıdır.
Bu yıldız, nükleer füzyonun ürettiği enerji nedeniyle genişlemesi yer çekiminden kasılmasıyla dengelenene kadar kabaca 10 milyon yıl boyunca çökmeye devam ediyor, daha sonra tüm enerjisini çekirdeğindeki hidrojen füzyonundan alan ana dizi yıldızı oluyor.
Böyle bir yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, hidrojen yakıtını o kadar hızlı kullanır ve ana dizide daha kısa kalır. Çekirdekteki tüm hidrojen helyuma kaynaştıktan sonra, yıldız hızla değişir. Buna direnmek için nükleer radyasyon olmadan, yer çekimi maddeyi hemen yıldız çekirdeğine atar ve yıldızı hızla ısıtır.
Bu, yıldızın dış katmanlarının muazzam bir şekilde genişlemesine sebep olur. Bu şekilde kırmızı renkte soğumasına ve parlamasına neden olarak yıldızı kırmızı bir dev haline getirir. Helyum çekirdekte kaynaşmaya başlar. Helyum gittikten sonra çekirdek büzülür ve ısınır, bir kez daha yıldızı genişletir. Ancak öncekinden daha mavi ve parlak hale getirir ve en dış katmanlarını üfler.
Genleşen gaz kabuklarından sonra, kalan çekirdek bırakılır (başlangıçta yaklaşık 180.000 °F (100.000 °C) sıcaklıkta çoğunlukla karbon ve oksijenden oluşan beyaz bir cüce). Beyaz cücelerin füzyon için yakıtları kalmadığından, siyah cücelerin algılanamayacak kadar soluk hale gelmesi için milyarlarca yıl boyunca daha serin ve daha soğuk büyürler. (Güneşimiz ana diziyi yaklaşık 5 milyar yıl içinde terk etmelidir.)
Yüksek kütleli bir yıldız oluşur ve çabucak ölür. Bu yıldızlar protostarlardan sadece 10.000 ila 100.000 yıl içinde oluşur. Ana sıradayken, sıcak ve mavidirler, güneşten yaklaşık 1.000 ila 1 milyon kat daha parlak ve yaklaşık 10 kat daha geniştirler.
Ana diziden ayrıldıklarında parlak kırmızı bir süper dev haline gelirler ve sonunda karbonu daha ağır elementlere kaynaştıracak kadar ısınırlar. Yaklaşık 10.000 yıllık füzyondan sonra, sonuç yaklaşık 3.800 mil genişliğinde (6.000 km) bir demirdir. Daha fazla füzyon olması onu serbest bırakmak yerine enerji tüketeceğinden ve nükleer çekirdeği yer çekimine daha fazla karşı koyamayacağından yıldız mahkumdur.
NASA’ya göre, bir yıldız 1.4 güneş kütlesinden daha fazla bir kütleye ulaştığında, elektron basıncı çekirdeği daha fazla çökmeye karşı destekleyemez.
Yerçekimi çekirdeğin çökmesine neden olur, böylece çekirdek sıcaklığı yaklaşık 10 milyar °C (18 milyar °F) ‘ye yükselir ve demiri nötronlara ve nötrinolara böler.
Yaklaşık bir saniye içinde, çekirdek yaklaşık 10 mil genişliğe kadar daralır. Tıpkı sıkılmış bir lastik top gibi geri döner ve yıldızdan dış katmanlarda füzyonun meydana gelmesine neden olan bir şok dalgası gönderir. Yıldız daha sonra Tip II süpernova olarak patlar.
Kalan yıldız çekirdeği kabaca üç güneş kütlesinden daha büyükse, neredeyse tamamen nötronlardan oluşan ve saptanabilir radyo darbelerini yayan döner nötron yıldızları pulsar olarak bilinen saptanabilir radyo darbelerini yayan bir nöron yıldızı haline gelir. Yıldız çekirdeği yaklaşık üç güneş kütlesinden daha büyükse, bilinen hiçbir kuvvet onu kendi çekim kuvvetine karşı destekleyemez ve bir kara delik oluşturmak için çöker.
Güneş sistemimiz sadece bir yıldıza sahip olmasına rağmen, güneşimiz gibi çoğu yıldız yalnız değildir. Ancak iki yıldızın birbirinin etrafında döndüğü ikili veya daha fazla yıldız içeren katsayılardır. Aslında, güneşimiz gibi yıldızların sadece üçte biri yalnız, üçte ikisi iki katlıdır.
Örnek verecek olursak, güneş sistemimize en yakın komşu olan Proxima Centauri, Alpha Centauri A ve Alpha’yı da içeren çoklu bir sistemin bir parçasıdır. Yine de, güneşimiz gibi G sınıfı yıldızlar gördüğümüz tüm yıldızların sadece yüzde 7’sini oluşturuyor. Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi’nden Charles J, genel olarak sistemlere gelince, galaksimizdeki yaklaşık yüzde 30 çoklu, gerisinin yalnız olduğunu söylüyor.
Bu çiftin bir üyesi, birbirlerine yeterince yakın olmaları durumunda arkadaşını etkileyebilir ve kitle transferi adı verilen bir süreçte maddeyi sıyırır. Eğer üyelerden biri nötron yıldızı veya karadelikten ayrılan dev bir yıldızsa, yıldız kalıntısının yoldaşından çekilen maddenin aşırı derecede ısınabileceği bir X-ışını ikilisi oluşabilir ve X-ışınları yayabilirler.
Bir ikili beyaz bir cüce içeriyorsa, bir arkadaştan beyaz cücenin yüzeyine çekilen gaznova adı verilen bir flaşta şiddetli bir şekilde kaynaşabilir. Bazen, cücenin çökmesi için yeterli gaz birikerek karbonunun neredeyse anında kaynaşmasına ve cücenin birkaç ay boyunca bir galaksiyi gölgede bırakabilen Tip I süpernovada patlamasına neden olur.
Gökbilimciler yıldız parlaklığını büyüklük ve parlaklık açısından tanımlarlar.
Bir yıldızın büyüklüğü, Yunan gök bilimcisi Hipparchus tarafından MÖ 125 civarında tasarlanan 2.000 yıldan daha eski bir ölçeğe dayanmaktadır. Hipparchus yıldız gruplarını, Dünya’dan görüldüğü gibi parlaklıklarına göre numaralandırdı. En parlak olanlara ilk büyüklük yıldızları denildi, bir sonraki en parlaklar ikinci büyüklüktü ve böylece altıncı büyüklüğe kadar en görünür olanları sınıflandırıldı.
Günümüzde gök bilimciler, bir yıldızın parlaklığını Dünya’dan görünen büyüklüğü olarak görüyorlar. Ancak Dünya ile yıldız arasındaki mesafe, onun gördüğü ışığı etkileyebileceğinden Dünya’dan görünen büyüklük 10 veya 32,6 ışık yılı olsaydı şeklinde düşünerek, bir yıldızın parlaklığını mutlak büyüklük terimini kullanarak da açıklıyorlar. Büyüklük ölçeği artık altıdan fazla ve birden fazla, hatta negatif sayılara iniyor. Örneğin, gece gökyüzündeki en parlak yıldız, -1.46 görünen büyüklüğüyle Sirius ’tur.
Parlaklık bir yıldızın gücüdür yani enerji yayma hızıdır . Her ne kadar güç genellikle watt olarak ölçülse de bir yıldızın parlaklığı genellikle güneşin parlaklığı açısından ölçülür (Güneşin parlaklığı 400 trilyon watttır). Örneğin, Alpha Centauri A güneşten yaklaşık 1.3 kat daha parlaktır.
Mutlak büyüklükten parlaklığı anlamak için, mutlak büyüklük ölçeğindeki beş farkın, parlaklık ölçeğindeki 100 faktörüne eşit olduğunu hesaplamak gerekir. Örneğin, mutlak büyüklüğü 1 olan bir yıldız, mutlak büyüklüğü 6 olan bir yıldızdan 100 kat daha parlaktır.
Bir yıldızın parlaklığı, yüzey sıcaklığına ve boyutuna bağlıdır.
Yıldızlar kırmızımsıdan sarımsıya ve maviye kadar çeşitli renklerde gelir. Bir yıldızın rengi yüzey sıcaklığına bağlıdır.
Bir yıldızın tek bir rengi var gibi görünebilir. Ancak aslında radyo dalgaları ve kızılötesi ışınlardan ultraviyole ışınlarına ve gama ışınlarına kadar her şeyi içeren geniş bir renk yelpazesi vardır. Farklı elementler veya bileşikler, farklı renkler veya ışık dalga boylarını emer ve yayarlar ve bir yıldızın spektrumunu inceleyerek, bileşiminin ne olabileceğini tahmin edilebilir.
Gökbilimciler, kelvin olarak bilinen bir birimdeki yıldız sıcaklıklarını, sıfır °K (“mutlak sıfır”) eksi 273.15 °C veya eksi 459.67 °F’ye eşit olarak ölçer. Koyu kırmızı bir yıldızın yüzey sıcaklığı yaklaşık 2.500 °K (2.225 °C ve 4,040 °F); parlak kırmızı bir yıldız, yaklaşık 3.500 °K (3.225 °C ve 5.840 °F); güneş ve diğer sarı yıldızlar, yaklaşık 5.500 °K (5.225 °C ve 9.440 °F); mavi bir yıldız, yaklaşık 10.000 °K (9,725 °C ve 17,540 °F) ila 50,000 °K (49,725 °C ve 89,540 °F)’dır.
Bir yıldızın yüzey sıcaklığı kısmen kütlesine bağlıdır ve parlaklığını ve rengini etkiler. Spesifik olarak, bir yıldızın parlaklığı sıcaklık ile dördüncü güç arasında orantılıdır. Örneğin, iki yıldız aynı boyutta ancak biri kelvin’de diğerinden iki kat daha sıcaksa, birincisi ikincisinden 16 kat daha parlak olur.
Gökbilimciler genellikle yıldızların büyüklüğünü güneşimizin yarıçapı cinsinden ölçer. Örneğin, Alpha Centauri A’nın 1.05 güneş yarıçapı vardır. Yıldızlar, sadece 20 mil genişliğinde olan nötron yıldızlarından, güneş çapının kabaca 1.000 katına kadar olan süperdevrelere kadar değişir.
Bir yıldızın büyüklüğü parlaklığını etkiler. Özellikle, parlaklık yarıçap kare ile orantılıdır. Örneğin, iki yıldız aynı sıcaklığa sahip olsaydı, bir yıldız diğerinden iki kat daha geniş olsaydı, birincisi diğerinden dört kat daha parlak olurdu.
Gökbilimciler bir yıldızın kütlesini güneş kütlesi, güneşimizin kütlesi açısından hesaplar. Örneğin, Alpha Centauri A 1.08 güneş kütlesidir.
Benzer kütleli yıldızların boyutları farklı olmayabilir çünkü farklı yoğunluklara sahiptirler. Örneğin, Sirius B kabaca güneşle aynı kütleye sahiptir, ancak yoğun olarak 90.000 kat daha fazladır ve bu yüzden çapı sadece ellide birdir.
Bir yıldızın kütlesi yüzey sıcaklığını etkiler.
Yıldızlar, dönen, elektrik yüklü gaz toplardır ve bu nedenle tipik olarak manyetik alanlar oluştururlar. Güneş söz konusu olduğunda, araştırmacılar manyetik alanın küçük alanlarda güneş lekelerinden alevler ve koronal kitle enjeksiyonları olarak bilinen muhteşem patlamalara kadar çeşitli özellikler oluşturarak oldukça yoğunlaşabileceğini keşfettiler.
Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi’nde yapılan bir araştırma, ortalama yıldız manyetik alanının yıldızın dönüş hızı ile arttığını ve yıldız yaşlandıkça azaldığını buldu.
Bir yıldızın metalikliği, sahip olduğu “metal” miktarını ölçer. (Yani helyumdan daha ağır herhangi bir elemente sahip olmaları durumu.)
Metalikliğe bağlı olarak üç kuşak yıldız olabilir. Gökbilimciler henüz “metaller” olmayan bir evrende doğan en eski nesil, Pop III ( Popülation Star ) yıldızları bulabilmiş değiller. Bu yıldızlar öldüğünde, Pop II yıldızlarının nispeten küçük miktarları dahil ettiği kozmosa ağır elementler saldılar. Bunların bir kısmı öldüğünde, daha ağır elementler serbest bıraktılar ve güneşimiz gibi en genç Pop yıldızları en büyük miktarda ağır element içeriyorlar.
Yıldızlar tipik olarak Morgan-Keenan veya MK sistemi olarak bilinen spektrumlarına göre sınıflandırılır. Her biri bir dizi yüzey sıcaklığına benzer sekiz spektral sınıf vardır- en sıcaktan en soğuğa, bunlar O, B, A, F, G, K, M ve L’dir. Her spektral sınıf ayrıca 10 spektral tipten oluşur, en sıcak için 0 rakamından en soğuk için 9 rakamına kadar değişir.
Yıldızlar ayrıca Morgan-Keenan sistemi altında parlaklıklarına göre de sınıflandırılır. En büyük ve en parlak yıldız sınıfları, Romen rakamlarında verilen en düşük sayılara sahiptir. Bir süperdev olan Ib; II, parlak bir dev; Bir dev III; Bir alt madde olan IV; ve V, bir ana diz
Azgın Bebeğim Nine Mutfakta Sakso Çeker
Madison Scott Sarışın Attırma Büyük Bir Yük Olsun!
Yeni Kıyafet Bölümü 1