Farklı salınım modları, bir yıldızın yapısına karşı farklı hassasiyetlere sahiptir. Bu nedenle, birden fazla mod gözlemlenerek bir yıldızın iç yapısı hakkında kısmen bir çıkarım yapılabilir.
**Asterosismoloji**, salınımlarının (titreşim) ve frekans spektrumlarının yorumlanması yoluyla zonklayan yıldızların iç yapısını anlamaya çalışan alt bilim dalıdır. Yıldızlar birçok rezonans modu ve frekansı barındırır. Bir yıldızın içinden geçen ses dalgalarının izlediği yol, ses hızına bağlıdır. Ses hızı ise yerel sıcaklık ve kimyasal bileşime göre değişir. Elde edilen salınım modları, yıldızın farklı kısımlarına duyarlı olduğundan astronomlara yıldızın iç yapısı hakkında bilgi verir. Bunun dışındaki parlaklık ve yüzey sıcaklığı gibi genel özelliklerle doğrudan belirlenmesi mümkün olmaz.

Asterosismoloji, özellikle Güneş'teki zonklamaları (salınımları) inceleyen helyosismoloji ile yakından ilişkilidir. Her ikisi de aynı temel fizik üzerine kurulu olmasına rağmen, yüzey ayrıntılarını gözlemleyebildiğimiz için Güneş hakkında daha fazla ve niteliksel olarak farklı bilgiler mevcuttur.

Teorik arka plan
----------------

Standart bir güneş modeli için salınımların nerede g-modu karakterine (mavi) veya dipol modlarının nerede p-modu karakterine (turuncu) sahip olduğunu gösteren bir yayılım diyagramı. Yaklaşık 100 ve 400 µHz arasında modlar potansiyel olarak iki salınım bölgesine sahip olacaktır ve bunlar *karışık* modlar olarak bilinir. Kesik kesik çizgi, daha hassas modellemeden hesaplanan ve modların yıldızda hapsolmadığı ve kabaca ifadeyle rezonansa girmediği akustik sınır frekansını gösterir.
Bir yıldızın mekanik dengesini belirleyen denklemler (yani kütle korunumu ve hidrostatik denge) küçük tedirginliklerle ve bu tedirginliklerin adiyabatik olduğu varsayılarak incelendiğinde, bir yıldızın salınım modlarının frekansını ve yapısını belirleyen dört diferansiyel denklemden oluşan bir sistem türetilebilir. Yıldızın yapısı genellikle küremsi simetrik olarak kabul edilir, bu nedenle salınımların yatay (yani radyal olmayan) bileşeni, açısal derece {\displaystyle \ell } ve azimutal mertebe {\displaystyle m} ile belirlenen küresel harmoniklerle ifade edilir. Dönmeyen yıldızlarda, aynı açısal dereceye sahip tüm modların aynı frekansa sahip olması gerekir, çünkü tercih edilen bir eksen yoktur. Açısal derece, yıldız yüzeyindeki düğüm çizgilerinin sayısını belirtir, bu nedenle büyük {\displaystyle \ell } değerleri için karşıt sektörler kabaca birbirini götürür ve bu da ışık değişimlerini tespit etmeyi zorlaştırır. Sonuç olarak, modlar sadece yoğunluk açısından yaklaşık 3 açısal dereceye kadar ve radyal hızda gözlemlenirse yaklaşık 4 açısal dereceye kadar tespit edilebilir.

Ayrıca, kütleçekim potansiyelindeki tedirginliğin ihmal edilebilir olduğu (Cowling yaklaşımı) ve yıldızın yapısının salınım modundan daha yavaş bir şekilde yarıçapla değiştiği varsayılarak, denklemler yaklaşık olarak yer değiştirme özfonksiyonunun radyal bileşeni {\displaystyle \xi \_{r}} için ikinci dereceden bir denkleme indirgenebilir,




d

2

ξ

r

d

r

2


=

ω

2

c

s

2


(

1
−

N

2

ω

2


)

(

S

ℓ

2

ω

2

−
1

)

ξ

r

{\displaystyle {\frac {d^{2}\xi \_{r}}{dr^{2}}}={\frac {\omega ^{2}}{c\_{s}^{2}}}\left(1-{\frac {N^{2}}{\omega ^{2}}}\right)\left({\frac {S\_{\ell }^{2}}{\omega ^{2}}}-1\right)\xi \_{r}}

{\displaystyle {\frac {d^{2}\xi _{r}}{dr^{2}}}={\frac {\omega ^{2}}{c_{s}^{2}}}\left(1-{\frac {N^{2}}{\omega ^{2}}}\right)\left({\frac {S_{\ell }^{2}}{\omega ^{2}}}-1\right)\xi _{r}}
burada
{\displaystyle r} yıldızdaki radyal koordinat, {\displaystyle \omega } salınım modunun açısal frekansı, {\displaystyle c\_{s}} yıldızın içindeki ses hızı, {\displaystyle N} Brunt-Väisälä veya batmazlık (buoyancy) frekansı ve {\displaystyle S\_{\ell }} Lamb frekansıdır. Son iki tanım şu şekildedir:


N

2

=
g

(

1

Γ

1

P



d
p

d
r

−

1
ρ


d
ρ

d
r

)

{\displaystyle N^{2}=g\left({\frac {1}{\Gamma \_{1}P}}{\frac {dp}{dr}}-{\frac {1}{\rho }}{\frac {d\rho }{dr}}\right)}

{\displaystyle N^{2}=g\left({\frac {1}{\Gamma _{1}P}}{\frac {dp}{dr}}-{\frac {1}{\rho }}{\frac {d\rho }{dr}}\right)}
ve


S

ℓ

2

=

ℓ
(
ℓ
+
1
)

c

s

2

r

2



{\displaystyle S\_{\ell }^{2}={\frac {\ell (\ell +1)c\_{s}^{2}}{r^{2}}}}

{\displaystyle S_{\ell }^{2}={\frac {\ell (\ell +1)c_{s}^{2}}{r^{2}}}}
sırasıyla. Basit harmonik salınımların davranışıyla benzerlik göstererek bu durum, frekansın hem {\displaystyle S\_{\ell }} hem de {\displaystyle N}'den büyük veya küçük olduğunda salınımlı çözümlerin var olduğu anlamına gelir. İlk durum yüksek frekanslı basınç modları (p-modları), ikinci durum ise düşük frekanslı kütleçekim modları (g-modları) olarak tanımlanır.

Bu temel ayrım, bir yıldızda hangi tür modun nerede rezonansa gireceğinin (makul bir doğrulukla) belirlenmesine olanak sağlar. {\displaystyle \omega =N} ve {\displaystyle \omega =S\_{\ell }} eğrileri çizilerek (verilen {\displaystyle \ell } için), p-modlarının her iki eğrinin altındaki frekanslarda veya her iki eğrinin üzerindeki frekanslarda rezonansa girmesi beklenir.

Uyarım mekanizmaları
--------------------

### Kappa-mekanizması

Ana madde: Kappa-mekanizması
Oldukça özel koşullar altında, bazı yıldızların ısıyı radyasyonla taşıyan ve opaklığın sıcaklıkla ters orantılı olarak keskin bir şekilde azaldığı bölgeleri vardır. Bu opaklık *çıkıntısı*, {\displaystyle \kappa }-mekanizması (veya *Eddington valfi*) aracılığıyla salınımlara (titreşimlere) neden olabilir. Bir salınım döngüsünün başında, yıldız zarfının büzüldüğünü varsayalım. Genişleyip hafifçe soğuyarak, opaklık çıkıntısındaki katman daha opak hale gelir, daha fazla radyasyon emer ve ısınır. Bu ısınma genişlemeye, akabinde daha fazla soğumaya ve katmanın daha da opaklaşmasına neden olur. Bu durum, malzeme opaklığı hızla artmayı durdurana kadar devam eder ve bu noktada, katman içinde hapsolmuş radyasyon kaçabilir. Yıldız büzülür ve döngü yeniden başlamaya hazırlanır. Bu bağlamda opaklık, yıldız zarfındaki ısıyı hapseden bir valf gibi davranır.

{\displaystyle \kappa }-mekanizmasıyla tetiklenen zonklamalar tutarlıdır ve görece olarak büyük genliklere sahiptir. Bu mekanizma, Sefe ve RR Lyrae değişenleri de dahil olmak üzere bilinen en uzun dönemli değişen yıldızlardaki zonklamaları yönlendirir.

### Yüzey konveksiyonu

Yüzey konveksiyon bölgelerine sahip yıldızlarda, yüzeye yakın yerlerdeki şiddetli akışkan hareketleri, geniş bir frekans aralığında salınımları hem uyarır hem de sönümler. Modlar doğası gereği kararlı olduğundan, düşük genliklere ve görece olarak kısa ömürlere sahiptirler. Bu, tüm güneş benzeri salınımcılarda itici mekanizmadır.

### Konvektif engelleme

Bir yüzey konveksiyon bölgesinin tabanı belirgin ve konvektif zaman ölçekleri zonklama zaman ölçeklerinden daha yavaşsa, konvektif akımlar büyük ve tutarlı zonklamalara dönüşebilecek bozulmalara çok yavaş tepki verir. Bu mekanizmaya *konvektif engelleme* denir ve Gama Doradus değişenlerindeki zonklamaları sağladığına inanılır.

### Gelgit uyarımı

*Kepler* uydusundan yapılan gözlemler, yakın yaklaşımlar sırasında salınımların uyarıldığı eksantrik ikili sistemleri ortaya çıkardı. Bu sistemler, ışık eğrilerinin karakteristik şekli nedeniyle *kalp atışı* (heartbeat) yıldızları olarak bilinir.

Salınımcıların tipleri
----------------------

Birçok zonklayan yıldız sınıfının bulunduğu bölgeleri vurgulayan bir Hertzsprung-Russell diyagramı.
### Güneş-benzeri salınımcılar

Ana madde: Güneş-benzeri salınımlar
Güneş salınımları yüzeye yakın konveksiyon tarafından oluştutulduğu için, benzer şekilde oluşan yıldız salınımları *güneş-benzeri salınımlar* olarak bilinir ve yıldızların kendileri de *güneş-benzeri salınımcılar* (*solar-like oscillators*) olarak adlandırılır. Bununla birlikte, Güneş'e benzemeseler bile güneş-benzeri salınımlar, konvektif zarflara sahip olan evrimleşmiş yıldızlarda da (altdevler ve kırmızı devler) görülür.

### Sefe değişenleri

Ana madde: Sefe değişeni
Sefe değişenleri, zonklayan yıldızların en önemli sınıflarından biridir. Çekirdeğinde helyum yakan ve yaklaşık 5 güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlardır. Esas olarak temel modlarında salınırlar ve tipik periyotları günlerden aylara kadar değişir. Zonklama periyotları aydınlatma güçleriyle yakından ilişkilidir, dolayısıyla salınım periyodunu ölçerek, aydınlatma gücünü hesaplayarak ve bunu gözlenen parlaklığıyla karşılaştırarak bir Sefe'nin mesafesini belirlemek mümkündür.

Sefe zonklamaları, helyumun ikinci iyonlaşma bölgesine etki eden kappa mekanizması tarafından uyarılır.

### RR Lyrae değişenleri

Ana madde: RR Lyrae değişeni
RR Lyrae'ler, Sefe değişenlerine benzer fakat daha düşük metalliğe (yani Popülasyon II) ve çok daha düşük kütlelere (yaklaşık 0,6 ila 0,8 güneş kütlesi) sahiptir. Çekirdeğinde helyum yakan dev yıldızlardır ve temel modları veya ilk üst tonlarının birinde veya ikisinde salınırlar. Salınımlar ayrıca helyumun ikinci iyonlaşma bölgesine etki eden kappa mekanizması tarafından da tetiklenir. RR Lyrae'nin kendisi de dahil olmak üzere birçok RR Lyrae, Blazhko etkisi olarak bilinen uzun periyotlu genlik modülasyonları gösterir.

### Delta Scuti ve Gama Doradus yıldızları

Ana maddeler: Delta Scuti değişeni ve Gama Doradus değişeni
Delta Scuti değişenleri, yaklaşık olarak klasik kararsızlık kuşağının ana kol ile kesiştiği bölgede bulunurlar. Genellikle A- ila erken F-tipi cüce ve altdevlerdir. Salınım modları düşük dereceli radyal ve radyal olmayan basınç modlarıdır, periyotları 0,25 ile 8 saat arasında değişir ve büyüklük değişimleri herhangi bir değer alabilir. Sefe değişenleri gibi, salınımlar helyumun ikinci iyonlaşmasına etki eden kappa mekanizması tarafından yönlendirilir.

SX Phoenicis değişenleri, Delta Scuti değişenlerinin metal bakımından fakir akrabaları olarak kabul edilir.

Gama Doradus değişenleri, genellikle erken F-tipi olan ve Delta Scuti değişenlerinin kırmızıya yakın bölgesine benzer yıldızlarda görülür. Yıldızlar, düşük dereceli basınç modlarından çok daha yavaş olan yaklaşık 0,5 ile 3 gün arasında çoklu salınım frekansları gösterir. Gama Doradus salınımları genellikle yüksek dereceli kütleçekim modları (g-modu) olarak düşünülür, konvektif engelleme ile uyarılırlar.

*Kepler*'in sonuçlarına göre, birçok Delta Scuti yıldızının da Gama Doradus salınımları gösterdiği ve bu nedenle hibrit oldukları görülmektedir.

### Hızlı salınan Ap (roAp) yıldızları

Ana madde: Hızlı salınan Ap yıldızları
Hızlı salınan Ap yıldızları, çoğunlukla A- ve F-tipi olmak üzere Delta Scuti değişenlerine benzer parametrelere sahiptir, fakat aynı zamanda güçlü manyetik ve kimyasal olarak tuhaftırlar (bu yüzden tayf *p* alt tipine sahiptirler). Yoğun mod spektrumları, *eğik salınımcı modeli* (*oblique pulsator model*) ile anlaşılır. Modların frekansları, yıldızın dönüşüyle aynı hizada olması gerekmeyen manyetik alan tarafından modüle edilir (Dünya’daki durum gibi). Salınım modlarının frekansları yaklaşık 1500 μHz ve genlikleri birkaç mmag civarındadır.

### Yavaş zonklayan B yıldızları ve Beta Cephei değişenleri

Ana maddeler: Yavaş zonklayan B-tipi yıldız ve Beta Cephei değişeni
Yavaş zonklayan B yıldızları (SPB), kappa mekanizması tarafından uyarılan yüksek dereceli kütleçekim modları olduğu anlaşılan ve birkaç gün süren salınım periyotlarına sahip B tipi yıldızlardır. Beta Cephei değişenleri biraz daha sıcak (ve dolayısıyla daha kütleli) olup, ayrıca kappa mekanizması ile uyarılan modlara sahiptir ve birkaç saatlik periyotlarla düşük dereceli kütleçekim modlarında da salınırlar. Her iki salınımcı sınıfı da yalnızca yavaş dönen yıldızları içerir.

### Değişen B-tipi altcüce yıldızlar

Ana madde: B-tipi altcüceler
B-tipi altcüce yıldızlar (sdB), aslında çekirdeğinde helyum yakan dev yıldızların çekirdekleridir. Bu yıldızlar, hidrojen zarflarının çoğunu bir şekilde kaybetmişlerdir, öyle ki hidrojen yakan bir kabuk kalmamıştır. Bu yıldızların çoklu salınım periyotları yaklaşık 1 ile 10 dakika arasında değişir ve görünür ışıkta 0,001 ile 0,3 mag arasında herhangi bir genliğe sahiplerdir. Salınımlar, demirin opaklık çıkıntısına etki eden kappa mekanizması tarafından uyarılan düşük dereceli basınç modlarıdır (p-modu).

### Beyaz cüceler

Ana madde: Zonklayan beyaz cüce
Beyaz cüceler tıpkı sıradan yıldızlar gibi tayf türüne göre karakterize edilirler, fakat tayf tipi ile etkin sıcaklık arasındaki ilişki aynı şekilde uyumlu değildir. Bu nedenle beyaz cüceler DO, DA ve DB tipleriyle bilinirler. Daha soğuk tipler fiziksel olarak mümkündür, fakat Evren bunların yeterince soğuması için henüz çok gençtir. Her üç tipteki beyaz cücelerin de zonkladığı tespit edilmiştir. Zonklayanlar, GW Virginis yıldızları (DO değişenleri, bazen PG 1159 yıldızları olarak da bilinir), V777 Herculis yıldızları (DB değişenleri) ve ZZ Ceti yıldızları (DA değişenleri) olarak bilinirler. Hepsi düşük dereceli, yüksek mertebeden g-modlarında zonklama gösterirler. Salınım periyotları etkin sıcaklıkla geniş ölçüde azalır ve yaklaşık 30 dakikadan 1 dakikaya kadar değişir. GW Virginis ve ZZ Ceti yıldızlarının kappa mekanizmasıyla; V777 Herculis yıldızlarının ise konvektif engellemeyle uyarıldığı düşünülmektedir.

Uzay görevleri
--------------

Geçmişteki, şimdiki ve gelecekteki birçok uzay aracı görevlerinin önemli bir bölümünü asterosismoloji çalışmaları oluşturmaktadır (kronolojik sıraya göre).

* WIRE – 1999 yılında fırlatılan bir NASA uydusudur. Başarısız olan büyük bir kızılötesi teleskop, iki inç açıklıklı yıldız izleyici, on yıldan fazla bir süre boyunca parlak yıldız asterosismolojisi aleti olarak kullanıldı. 2011 yılında Dünya atmosferine yeniden girdi.
* MOST – 2003'te fırlatılan bir Kanada uydusudur. Asterosismolojiye adanmış ilk uzay aracıydı.
* CoRoT – 2006 yılında fırlatılan, Fransızların öncülüğünde ESA'nın gezegen-arayıcı ve asterosismoloji uydusudur.
* *Kepler* – 2009 yılında fırlatılan, ikinci tepki tekerleğinin arızalanması teleskobun aynı alanı izlemeye devam etmesini engellediği için *K2* olarak yeniden tasarlanan bir NASA gezegen-arayıcı uzay aracıdır.
* BRITE – En parlak salınım yapan yıldızları incelemek için kullanılan bir nano-uydu takımıdır. İlk iki uydu 25 Şubat 2013'te fırlatıldı.
* TESS – 2018 yılında fırlatılan ve gökyüzünün büyük bölümündeki parlak yıldızları inceleyen NASA gezegen-arayıcısıdır.
* PLATO – Geçiş yapan gezegenlerin doğru kütle ve yarıçaplarını elde etmek için özellikle asterosismolojiden yararlanacak olan planlanmış bir ESA görevidir.

Ayrıca bakınız
--------------

* Sismoloji – Depremlerin ve elastik dalgaların bir gezegen boyunca yayılmasının bilimsel olarak incelenmesi.

Kaynakça
--------

1. ↑  Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, S. V. and (1996), "The Current State of Solar Modeling", *Science*, **272** (5266), ss. 1286-1292, Bibcode:1996Sci...272.1286C, doi:10.1126/science.272.5266.1286, PMID 8662456
2. ↑  Goldreich, Peter; Keeley, Douglas A. (Şubat 1977), "Solar seismology. II - The stochastic excitation of the solar p-modes by turbulent convection", *The Astrophysical Journal*, cilt 212, ss. 243-251, Bibcode:1977ApJ...212..243G, doi:10.1086/155043
3. ↑  Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Frandsen, Søren (Ocak 1983), "Stellar 5 min oscillations", *Solar Physics*, **82** (1–2), ss. 469-486, Bibcode:1983SoPh...82..469C, doi:10.1007/bf00145588
4. ↑  Pesnell, W. Dean (Mart 1987), "A new driving mechanism for stellar pulsations", *The Astrophysical Journal*, cilt 314, ss. 598-604, Bibcode:1987ApJ...314..598P, doi:10.1086/165089
5. ↑  Guzik, Joyce A.; Kaye, Anthony B.; Bradley, Paul A.; Cox, Arthur N.; Neuforge, Corinne (10 Ekim 2000), "Driving the Gravity-Mode Pulsations in γ Doradus Variables", *The Astrophysical Journal Letters*, **542** (1), ss. L57-L60, Bibcode:2000ApJ...542L..57G, doi:10.1086/312908
6. ↑  Thompson, S. E.; Everett, M.; Mullally, F.; Barclay, T. and (2012), "A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler", *The Astrophysical Journal*, **753** (1), s. 86, arXiv:1203.6115 $2, Bibcode:2012ApJ...753...86T, doi:10.1088/0004-637x/753/1/86
7. ↑  Grigahc\`ene, A.; Antoci, V.; Balona, L.; Catanzaro, G. and (2010), "Hybrid $\gamma$ Doradus-$\delta$ Scuti Pulsators: New Insights into the Physics of the Oscillations from Kepler Observations", *The Astrophysical Journal Letters*, **713** (2), ss. L192-L197, arXiv:1001.0747 $2, Bibcode:2010ApJ...713L.192G, doi:10.1088/2041-8205/713/2/L192
8. ↑  Balona, L. A. (2014), "Low frequencies in Kepler $\delta$ Scuti stars", *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*, **437** (2), ss. 1476-1484, Bibcode:2014MNRAS.437.1476B, doi:10.1093/mnras/stt1981

Daha fazla okuma
----------------

* Aerts, Conny; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Kurtz, Donald (2010). *Asteroseismology*. Astronomy and Astrophysics Library (İngilizce). Dordrecht, New York: Springer. ISBN 978-1-4020-5803-5.
* Christensen-Dalsgaard, Jørgen. "Lecture notes on stellar oscillations" (İngilizce). 21 Şubat 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2015.
* Pijpers, Frank P. (2006). *Methods in Helio- and Asteroseismology* (İngilizce). Londra: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1.

Yazılım
-------

*Variable Star* package (R dilinde), değişen yıldızların salınım modları üzerindeki desenleri analiz etmek için ana işlevleri sağlar. Sentetik verilerle deney yapmak için bir kullanıcı arayüzü de sağlanmıştır.

| * g
* t
* d
Yıldızlar |
| --- |
| 
* Liste

 |
| Oluşum | 
* Yığılma
* Moleküler bulut
* Bart damlacığı
* Genç yıldız cismi
	+ Önyıldız
	+ Anakol öncesi yıldız
	+ Herbig Ae/Be
	+ T Tauri
* Herbig-Haro cismi
* Hayashi çizgileri
* Henyey çizgileri

 |
| Evrim | 
* Anakol
* Kırmızı dev kol
* Yatay kol
	+ Kırmızı yığın
* Asimptotik dev kol
	+ Süper-AGB
* Maviye dönüş
* Gezegenimsi bulutsu
	+ Ön gezegenimsi
* Wolf-Rayet bulutsusu
* PG 1159
* Tırmıklama
* OH/IR
* Kararsızlık kuşağı
* Parlak mavi değişen
* Yıldızlar öbeği
* Süpernova
	+ Süper Parlak
	+ Hipernova

 |
| Sınıflandırma | 

|  |
| --- |
| 
* Erken
* Geç
* Anakol
	+ O
	+ B
	+ A
	+ F
	+ G
	+ K
	+ M
* Altcüce
	+ O
	+ B
* WR
* OB
* Altdev
* Dev
	+ Mavi
	+ Kırmızı
	+ Sarı
* Parlak dev
* Üstdev
	+ Mavi
	+ Kırmızı
	+ Sarı
* Üstündev
	+ Sarı
* Karbon
	+ S
	+ CN
	+ CH
* Beyaz cüce
* Kimyasal tuhaf
	+ Am
	+ Ap/Bp
	+ CEMP
	+ HgMn
	+ He-zayıf
	+ Baryum
	+ Lambda Boötis
	+ Kurşun
	+ Teknesyum
* Be yıldızı
	+ Kabuklu
* B[e]
* Helyum
	+ Aşırı
* Mavi başıboş

 |
| Kalıntılar | 
* Sıkışık yıldız
* Parker yıldızı
* Beyaz cüce
	+ Helyum gezegeni
* Nötron yıldızı
	+ Radyo-sessiz
	+ Pulsar
		- İkili
		- X ışını
	+ Magnetar
* Yıldız kaynaklı kara delikler
* X ışını ikilisi
	+ X ışını patlaması
* SGR

 |
| Varsayımsal | 
* Mavi cüce
* Kara cüce
* Egzotik
	+ Bozon
	+ Elektrozayıf
	+ Garip
	+ Preon
	+ Planck
	+ Karanlık
	+ Karanlık enerjili
	+ Kuark
	+ Q yıldızı
* Kara delik yıldızı
	+ Kara
	+ Hawking
	+ Quasi
* Gravastar
* Thorne-Żytkow nesnesi
* Demir yıldız
* Blitzar
* Beyaz delik

 |

 |
| Nükleosentez | 
* Döteryum füzyonu
* Lityum füzyonu
* Proton-proton zincirleme reaksiyonu
* KAO döngüsü
* Helyum parlaması
* Üçlü alfa süreci
* Alfa süreci
* Karbon yanma
* Neon yanma
* Oksijen yanma
* Silikon yanma
* S-süreci
* R-süreci
* P-süreci
* Füzor
* Nova
	+ Simbiyotik
	+ Kalıntı
	+ Parlak kırmızı nova
	+ Tekrarlayan
	+ Mikronova
* Süpernova

 |
| Yapı | 
* Çekirdek
* Konveksiyon bölgesi
	+ Mikrotürbülans
	+ Salınımlar
* Işınım bölgesi
* Atmosfer
	+ Işık yuvarı
	+ Yıldız lekesi
	+ Renk yuvarı
	+ Taç küre
	+ Alfvén yüzeyi
* Yıldız rüzgarı
	+ Kabarcık
	+ İki kutuplu akış
* Yığılma diski
	+ Ön gezegen diski
	+ İyonize ön gezegen diski
* Asterosismoloji
	+ Helyosismoloji
* Çöküntü tozu
* Kozmik toz
* Çöküntü zarfı
* Eddington aydınlatma gücü
* Kelvin-Helmholtz mekanizması

 |
| Özellikler | 
* Adlandırma
* Dinamikler
* Etkin sıcaklık
* Aydınlatma gücü
* Kinematik
* Manyetik alan
* Mutlak parlaklık
* Kütle
* Metallik
* Dönüş
* Yıldız ışığı
* Değişen yıldız
* Fotometrik sistem
* Renk ölçeği
* Hertzsprung-Russell diyagramı
* Renk-renk diyagramı
* Strömgren küresi
* Kraft kırılması

 |
| Yıldız sistemleri | 
* İkili
	+ Değen
	+ Ortak zarf
	+ Örten
	+ Simbiyotik
* Çoklu
* Küme
	+ Açık
	+ Küresel
	+ Süper
* Gezegen sistemi

 |
| Dünya merkezligözlemler | 
* Güneş
	+ Güneş radyo emisyonu
	+ Güneş Sistemi
	+ Güneş ışığı
* Kutup Yıldızı
* Batmayan
* Takımyıldız
* Yıldız deseni
* Büyüklük
	+ Kadir
	+ Sönme
	+ Fotografik
* Dikeyhız
* Özdevinim
* Paralaks
* Fotometrik-standart

 |
| Listeler | 
* Yıldız adları
	+ Arapça
	+ Çince
* Enler
	+ En büyük kütleli
	+ En sıcak
	+ En büyük hacimli
	+ En az hacimli
	+ En parlak
	+ En aydınlık
	+ En yakın
		- En yakın parlak
* Güneşdışı gezegenler
* Kahverengi cüceler
* Beyaz cüceler
* Samanyolu'ndaki novalar
* Süpernovalar
	+ Süpernova adayları
	+ Süpernova kalıntıları
* Gezegenimsi bulutsular
* Yıldız astronomisi zaman çizelgesi

 |
| İlgili | 
* Yıldızaltı nesne
	+ Kahverengi cüce
	+ Kahverengi altcüce
	+ Gezegen
* Galaktik yıl
* Galaksi
* Misafir
* Kütleçekim
* Galaksilerarası yıldız
* Gelgit bozulması olayı

 |
| 
* Kategori**Kategori:Yıldızlar**
* Commons sayfası **Commons**

 |

|  |  |
| --- | --- |
| Otorite kontrolü Bunu Vikiveri'de düzenleyin | 
* GND: 7732648-9
* NKC: ph867763

 |