stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Zeki Sezer

Başlığın diğer anlamları için Zeki Sezer (oyuncu) sayfasına bakınız.
| Mehmet Zeki Sezer |
| --- | --- |

Türkiye Büyük Millet Meclisi 21. Dönem Milletvekili
Görev süresi 18 Nisan 1999 - 3 Kasım 2002
Seçim bölgesi: 1999 – Ankara
Türkiye Devlet Bakanı
Görev süresi 9 Temmuz 2002 - 18 Kasım 2002
Başbakan: Bülent Ecevit
Demokratik Sol Parti Genel Başkanı
Görev süresi 25 Temmuz 2004 - 11 Nisan 2009
Yerine geldiği: Bülent Ecevit
Yerine gelen: Saffet Başaran (vekil)
Kişisel bilgiler
Doğum: Mehmet Zeki 12 Nisan 1957 (67 yaşında) Eskişehir, Türkiye
Partisi: Demokratik Sol Parti
Evlilik(ler): Ülkenur Sezer (ö. 2014)
Bitirdiği okul: Gazi Üniversitesi
Mehmet Zeki Sezer (d. 12 Nisan 1957, Eskişehir), Türk siyasetçi, kimya mühendisi, eski Demokratik Sol Parti Genel Başkanı, eski TBMM Milletvekili ve eski Devlet Bakanı.
Yüksek tahsilini Ankara Devlet Mühendislik Mimarlık Akademisi (günümüzdeki adıyla Gazi Üniversitesi Mühendislik Fakültesi) Kimya Mühendisliği Bölümü'nde tamamladı. Evli ve 2 çocuk babasıdır.
Siyasi hayatı

1988'de Demokratik Sol Parti'de aktif siyasete atıldı. 1991'de DSP Parti Meclisi üyesi oldu. 2001- 2004 yılları arasında DSP Genel Başkan Yardımcılığı görevinde bulundu.
1999 Türkiye genel seçimleri'nde Ankara Milletvekili seçildi ve 57. Hükümet'te 9 Temmuz 2002 - 18 Kasım 2002 tarihleri arasında Parlamento ile İlişkiler, Diyanet İşleri Başkanlığı, Türkiye Taş Kömürü Kurumu (TTK) Genel Müdürlüğü ve ETİ Holding A.Ş Genel Müdürlüğü'nden sorumlu devlet bakanı olarak görev yaptı.[daha iyi kaynak gerekli]
2004 yılında gerçekleşen DSP genel kurulunda Bülent Ecevit'in de desteğiyle 576 oy alarak genel başkanlığa seçildi.
2007 Türkiye genel seçimleri'ne merkez solda güç birliği adına, genel başkanlığını yaptığı Demokratik Sol Parti katılmadı; bunun yerine DSP'nin 13 adayı Cumhuriyet Halk Partisi'nden listelerinden seçilerek Türkiye Büyük Millet Meclisine girdi. Zeki Sezer ise milletvekilliğine aday olmadı.
8 Nisan 2009 tarihinde yaptığı basın toplantısında, partisinin oylarını geçen seçimlere göre artırdığını ancak yine de bu oranı başarılı bulmadığını belirterek DSP genel başkanlığı görevinden istifa kararı aldığını açıkladı. Sezer, 11 Nisan 2009 tarihinde yaptığı basın toplantısıyla DSP Genel Başkanlığından istifa etti.
Ailesi

1011 Ana Tamir Fabrikası'nda çalışırken tanıştığı Ülkenur Sezer (ö.2014) ile evliydi. Çocukları 1980 doğumlu Serkan Sezer ve 1987 doğumlu Selcan Sezer'dir.
Dimetoka

Başlığın diğer anlamları için Dimetoka (anlam ayrımı) sayfasına bakınız.
| Dimetoka Διδυμότειχο(ν) |
| --- | --- |

Dimetoka
Ülke:  Yunanistan
Coğrafi bölge: Batı Trakya
Bölge: Doğu Makedonya ve Trakya
İdare
 • Belediye Başkanı: Romylos Hatzigiannoglou
Yüzölçümü
 • Toplam: 565,4 km²
Rakım: 31 m
Nüfus (2011)
 • Toplam: 19.493
 • Yoğunluk: 34/km²
Zaman dilimi: UTC+02.00 (DAS)
 • Yaz (YSU): UTC+03.00 (DAYS)
Posta kodu: 683 00
Alan kodu: 25530
Plaka kodu: OP
Resmî site www.didymoteicho.gr
Dimetoka (Yunanca: Διδυμότειχο Didymóteicho; 1974'e kadar Katarevusa Yunancası ile: Διδυμότειχον Didymóteichon; Bulgarca: Димотика Dimotika), Yunanistan'da, Batı Trakya'da, Evros (Meriç) ilinin (nomos) sınırları içinde bir ilçedir.
Coğrafya

Evros (Meriç) ilinin (nomos) sınırları içinden geçen kızıl çay'ın içerisinden geçtiği bir ilçedir. Türkiye sınırına 12 kilometre mesafede, Sofulu'nun 20, Dedeağaç'ın 90 kilometre kuzeyindedir. 2001 rakamlarına göre ilçe merkezinin azalma eğilimi gösteren nüfusu 8.000, ilçe bütününün nüfusu 19.300'dür.
Nüfus

| 0 | 1 | 2 | 3 |
| --- | --- | --- | --- |
Dimetoka Kazası'nın Nüfus Cetveli 1892 
|  | Kadın | Erkek | Toplam |
| İslam | 3765 | 3739 | 7504 |
| Rum | 7945 | 8860 | 16805 |
| Ermeni | 98 | 90 | 188 |
| Yahudi | 256 | 289 | 545 |
| Bulgar | 605 | 638 | 1243 |
| Toplam | 12669 | 13616 | 26285 |
| Yıllara göre şehir nüfus verileri |
| --- | --- |
1991: 8,336
1981: 8,571
1940: 7,791
Çelebi Sultan Mehmed I Camii

Dimetoka'da Çelebi Sultan Mehmed Camii
Bayezid Mehmed I Camii - genel görünüm.
Bayezid Mehmed I Camii.
Bayezid Mehmed I Camii.
Bayezid Mehmed I Camii (restorasyon aşamasındaki iç bölüm).
Bayezid Mehmed I Camii (restorasyon aşamasındaki iç bölüm).
Bayezid Mehmed I Camii (restorasyon aşamasındaki iç bölüm).
Bayezid Mehmed I Camii (restorasyon aşamasındaki iç bölüm).
Bayezid Mehmed I Camii (restorasyon aşamasındaki iç bölüm).
Dimetoka kilisesi
Dimoteka kalesi
Türk edebiyatında roman

Türk edebiyatında roman, 19. yüzyılda ortaya çıkan bir yazım türüdür. Roman, Tanzimat'la başlayan batılılaşma sürecinin bir parçası olarak Türk edebiyatına girmiş olup, Fransız edebiyatından eserler başta olmak üzere ilk Türkçe örnekleri çeviri eserlerde gözlemlenmiştir. Şemseddin Sâmi’nin Taaşşuk-ı Talat ve Fitnat adlı eseri sıklıkla "ilk Türkçe roman" olarak adlandırılsa da daha önce yazılmış başka romanlar da mevcuttur. Fransız romantizm akımından etkilenmiş ve ağırlıklı olarak aşk ve "yanlış batılılaşma" konularını ele almış ilk Osmanlı romanları genellikle oldukça zayıf olup, karakterler yüzeysel işlenmiş ve karikatüre benzeyen tipler ortaya çıkarmıştır. Servet-i Fünûn edebiyatı döneminde romanlar gelişmeye başlamıştır.
Cumhuriyet döneminin ilk romanları ulusçuluk akımını oluşturmuştur ve bunu "köy romanı" takip etmiştir. 1960 sonrasında sol eğilimlerin artmasıyla toplumcu romanlar yazılmaya başlanmıştır. Gerçekçi akımın etkisi 12 Eylül Darbesine kadar devam etmiştir. 1980 sonrası entelektüel durulmanın etkisi uzun bir süre devam etmiş, ancak 1990'larda daha özgün romanlar yeniden belirmeye başlamıştır.
Tarih > Çeviri eserler

Roman, Tanzimat'la başlayan batılılaşma sürecinin bir parçası olarak, kültürel birikimin doğal bir sonucu değil, bir çeşit sanat ithali şeklinde Türk yazısına girmiştir. Romanın tür olarak Türk edebiyatında görülmesi, Telamak'ı Fransızcadan çeviren Tahtaví'nın, Arapça tercümesinden Yusuf Kamil Paşa’nın yaptığı, Fenelon’un Telemak adlı eserinin çevirisi Terceme-i Telemak ile olmuştur. Daha sonra adı bilinmeyen bir çevirmen Victor Hugo’nun ünlü romanı Sefiller’i çevirmiştir. Bu dönemde Osmanlı İmparatorluğu Fransa ile yakın siyasi ve kültürel ilişkiler içinde olduğu için, özellikle Fransız romanının etkisi ön plana çıkmaktadır. Nitekim roman kelimesi de Türkçeye Fransızcadan doğrudan geçmiştir. Böylece bir süre Fransız romanlarının çeviri ve uyarlamaları okunmuş ve benzer örneklerin yazılması için zemin hazırlanmıştır. Özellikle 1860-1880 yılları arası yoğun bir şekilde çevirilerin yapıldığı bir dönem olmuştur.
Tarih > Cumhuriyet dönemi

Cumhuriyet döneminin ilk romanları ulusçuluk akımını oluşturmuştur. Çoğunlukla Türk Kurtuluş Savaşı'nı konu edinen romanları bu ilk örnekleri ise, ulusal modernleşme hareketinin etkisiyle, "köy romanı" takip etmiştir. 1960 sonrasında sol eğilimlerin artmasıyla toplumcu romanlar yazılmaya başlanmıştır. Gerçekçi akımın etkisi 12 Eylül Darbesine kadar devam etmiştir. 1980 sonrası entelektüel durulmanın etkisi uzun bir süre devam etmiş, ancak 1990'larda daha özgün romanlar yeniden belirmeye başlamıştır.
Uyarlama

Yazılım için Uyarlama (yazılım) sayfasına bakınız.
"Adapte" buraya yönlendirilmektedir. Biyoloji terim için Adaptasyon sayfasına bakınız.
Uyarlama, yabancı bir dilde yazılmış bir eseri, çevrildiği dilin konuşulduğu toplumun yaşayışına, inançlarına duyuş ve düşünüşüne uygun duruma getirildiği serbest çeviridir. Uyarlamalarda genellikle yer ve kişi adlarını değiştirilir. Türk edebiyatında daha çok tiyatro eserlerinde kullanılır. Örneğin Tanzimat edebiyatı yazarlarından Ahmet Vefik Paşa'nın Moliere'den yaptığı uyarlamalar gibi.
Kapıkaya, Tortum

| Kapıkaya |
| --- | --- |
Mahalle
Mahallenin haritadaki yeri
 Erzurum'un Türkiye'deki konumu
KapıkayaKapıkaya'nın Erzurum 'daki konumu
Koordinatlar: 40°18′29″N 41°21′44″E﻿ / ﻿40.3081°K 41.3622°D﻿ / 40.3081; 41.3622
Ülke:  Türkiye
İl: Erzurum
İlçe: Tortum
Coğrafi bölge: Karadeniz Bölgesi
İdare
 • Yönetici: Muhtar İhtiyar heyeti
Yüzölçümü
 • Toplam: 13,7 km²
Rakım: 2044 m
Nüfus (2022): 70
Zaman dilimi: UTC+03.00 (TSİ)
İl alan kodu: 0442
İl plaka kodu: 25
Posta kodu: 25430
Kapıkaya, Erzurum ilinin Tortum ilçesine bağlı bir kırsal mahalledir.
Tarihçe

Kapıkaya'nın eski adı Keğik'tir. Nitekim 1835 tarihli Osmanlı nüfus defteri ile 1928 tarihli Osmanlıca köy listesinde Keğik (كیغیك) şeklinde geçer.
Keğik köyü, Orta Çağ'da Gürcistan'ı oluşturan bölgelerden biri olan Tao'da yer alır. Nitekim Osmanlılara bu bölgeyi ve köyü 16. yüzyılın ortalarında Gürcülerden ele geçirmiştir. Köyde ortadan kalkmış olan kilise ve kale de bu dönemden kalmış olmalıdır.
Keğik köyü, 1574 tarihli ve Defter-i Mufassal-i Vilayet-i Gürcistan adlı Osmanlı mufassal defterine göre Tortum livasının Ahçirik nahiyesinin köylerinden biriydi. Nüfusu 65 Hristiyan haneden oluşuyordu.
Keğik kelimesi "yabancı kökten geldiği" için köyün adı 1959 yılında 7267 sayılı kanunla Kapıkaya olarak değiştirilmiştir.
1993 yılında Büyükşehir olan Erzurum'da, 2012 yılında 6360 Sayılı Yasa ile, tüm köylerin tüzel kişiliği kaldırılmıştır. Bu köy de Tortum Belediyesi'nin bir mahallesi olmuştur.
Kapıkaya'da bulunan ve harç kullanılmadan inşa edilmiş olan iki kale, (Kapıkaya kalesi) köyün çok eski yerleşme olduğunu göstermektedir. Kalenin Urarturlara ait olduğu iddia edilir. Köyün 400 metre kuzeyinde yer alan kalenin (64×44 m) duvar kalınlığı 3 metreyi, yüksekliği 8 metreyi bulur. Kalenin 7 kulesi bulunuyordu. Diğer kale (48 × 41 m) köyün 2 km kuzeybatısında yer alır ve daha küçük bir yapıdır.
Coğrafya

Mahalle, Erzurum il merkezine 80 km, Tortum ilçe merkezine 27 km uzaklıktadır. Mahalle, Tortum'un kuzeybatısında olup, D.950 numaralı Artvin-Erzurum (Uzundere-Tortum) devlet yoluna Alapınar, Esendurak ve Tortumkale mahalleleri üzerinden 18,5 km.lik bir köy yoluyla ulaşmaktadır.
Nüfus

| Yıllara göre mahalle nüfus verileri |
| --- | --- |
2022: 70
2021: 87
2020: 115
2019: 73
2018: 77
2017: 71
2016: 79
2015: 89
2014: 101
2013: 92
2012: 94
2011: 98
2010: 98
2009: 79
2008: 105
2007: 104
2000: 138
1990: 223
1985: 272
1965: 365
Serhan Yücel

Mustafa Serhan Yücel (d. 1967, Kütahya), Türk siyasetçi, akademisyen.
Yaşamı

İlkokulu Kütahya’da ortaokul ve liseyi Edremit, Balıkesir'de tamamladıktan sonra Ankara Üniversitesi Siyasal Bilgiler Fakültesinden mezun oldu. 1987’den itibaren genel ve yerel Seçimlerde seçim kampanyaları yönetti. 1992-1995 yılları arasında Demokrat Parti Genel Başkan Özel Kalem Müdürlüğü yaptı.
1996 yılında haftalık Ülke Dergisi’nin Ankara Temsilciliğini üstlendi. Aynı yıl Botaş’ta göreve başladı. 1997 yılından itibaren üç yıl süreyle Cumhurbaşkanlığında Siyasi Tarih Danışmanlığı yaptı. 2002 yılında Doğru Yol Partisi Genel İdare Kuruluna seçilen ve DYP Genel Sekreterliği görevine gelen Yücel, 28 Mart 2004 tarihinde yapılan yerel seçimlerde DYP Ankara Büyükşehir Belediye Başkan adayı oldu.
2007’de aktif siyasetten ayrılan ve 2010 yılında akademisyenliğe başlayan Serhan Yücel, 2012 yılında "Türk Siyasal Hayatında Cumhurbaşkanı Seçimleri" başlıklı teziyle yüksek lisansını, 2016 yılında da “Türkiye’de Yabancı Okullar ve Azınlık Okulları (1925-1926)” başlıklı teziyle doktorasını tamamladı. 2018'de Türkiye Cumhuriyeti tarihi alanında doçent unvanını aldı, 2024'te profesörlüğe atandı.
2022 yılında aktif siyasete geri Yücel, Demokrat Parti Genel İdare Kuruluna seçildi ve DP Genel Sekreterliği görevine geldi.
Türk Demokrasi Vakfı Mütevelli Heyeti üyesidir ve “Demokrat Parti” (2001), “Türkiye’nin Siyasal Partileri 1859-2006” (2006), “Çankaya’dan Beştepe’ye Türkiye’de Cumhurbaşkanı Seçimleri” (2016) isimli üç kitabı bulunmaktadır. Prof. Dr. Yücel, şu anda, Bilecik Şeyh Edebali Üniversitesinde öğretim üyesidir.
Eserleri

Çankaya'dan Beştepe'ye Türkiye'de Cumhurbaşkanı Seçimleri
Türkiye'nin Siyasal Partileri (1859-2005)
Demokrat Parti
Yıldız
Etimoloji

Bir görüşe göre Türkçede yer alan yıldız, yıldırım, ışık, ışın, alev, yalım, yalın, alaz/yalaz kelimeleri *ya- fiil kökünden türemiştir. Bu kelimeler "ışık saçmak, parlamak, aydınlatmak" anlamına gelmektedir. Kimi eski metinlerde farklı bir anlamda kullanıldığı görülür örneğin Maitreyasamitināṭaka’da yıltız ve Kutadgu Bilig'de yıldız biçiminde, “kök, esas” anlamında kullanılmıştır. Dîvânu Lugâti't-Türk'te ise yine yıldız biçiminde ancak "ağaç kökü" anlamında kullanılmıştır. Birçok Türki dilde de benzer kelimelere rastlanır: Gagavuzca ve Türkmence Yıldıs, Kazakça Juldız, Özbekçe ve Uygurca Yulduz, Yakutça Sulus.
Yıldızların adlandırılması

Takımyıldız kavramının Babilliler döneminde varolduğu bilinmektedir. Eski gökyüzü gözlemcileri yıldızların belirgin düzenlerinin bir resim oluşturduğunu hayal etmiş ve bunu da kendi mitleriyle ve doğada gördükleriyle özdeşleştirmişlerdir. Tutulum (ekliptik) çemberi üzerinde yer alan on iki takımyıldızı astrolojinin temelini oluşturmuştur. Belirgin olan birçok yıldıza da genelde Arapça ya da Latince isimler verilmiştir.
Takımyıldızların bazılarının ve Güneş'in kendi mitleri bulunur. Bunların ölülerin ruhu ya da tanrılar oldukları düşünülürdü. Örneğin Umacı yıldızının Gorgon Medusa’nın gözünü temsil ettiğine inanılırdı.
Eski Yunan dininde, sonradan gezegen olarak tanımlanan bazı "yıldızlar" önemli tanrıları temsil ederdi. Gezegenlerin adı da bu tanrılardan gelir: Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn. (Uranüs ve Neptün de Yunan ve Roma tanrılarıdır; ancak her ikisi de eski çağlarda düşük parlaklıkları yüzünden bilinmiyordu. Bu gezegenlerin isimleri daha sonraki astronomlar tarafından verilmiştir.
1600'lerde takımyıldızların isimleri gökyüzünün o bölgesindeki yıldızları adlandırmak için kullanılıyordu. Alman astronom Johann Bayer’in bir dizi yıldız haritası yaratarak her takımyıldızdaki yıldızı Yunan harfleriyle tanımlamasıyla Bayer belirtmesini oluşmuştur. Daha sonraları İngiliz astronom John Flamsteed’in kullandığı rakamlardan oluşan sisteme de Flamsteed belirtmesi adı verilmiştir. Yıldız katalogları çıktıktan sonra da birçok ek belirtme sistemi hazırlanmıştır.
Yıldızları ve diğer gökcisimlerini adlandırma konusunda bilimsel toplulukta tek yetkili kurum Uluslararası Astronomi Birliği’dir ("International Astronomical Union - IAU"). Bazı özel şirketler yıldızlara isim sattıklarını iddia eder ancak bunlar ne bilim topluluğu tarafından tanınır ne de kullanılır. Astronomi ile ilgilenenler bu tip davranışları, yıldızların adlandırılma prosedürünü bilmeyen insanları hedef seçen bir tür dolandırıcılık olarak görür.
Ölçü birimleri

Yıldız değişkenlerinin çoğu MKS ölçüm sistemi ile belirtilse de bazen cgs ölçüm sistemi de kullanılır (örneğin parlaklığın erg/saniye olarak belirtilmesi gibi.) Kütle, aydınlatma gücü ve yarıçap genel olarak Güneş'in özelliklerinin temel alındığı birimlerle ifade edilir. 2015 yılında IAU, yıldız değişkenlerini belirtebilmek için kullanılabilecek bir dizi nominal güneş değeri (belirsizlikler olmadan SI sabitleri olarak tanımlanmıştır) tanımladı:
| --- | --- |
nominal güneş aydınlatma gücü:: L⊙ = 3.828 × 1026 W
nominal güneş yarıçapı:: R⊙ = 6.957 × 108 m
Güneş kütlesi M⊙, Newton yerçekimi sabiti G'nin büyük bağıl belirsizliği (10 −4) nedeniyle IAU tarafından açıkça tanımlanmadı. Bununla birlikte, Newton yerçekimi sabiti ve güneş kütlesi (GM⊙) çarpıldığında elde edilen sonucun çok daha hassas olduğu bilindiğinden, IAU nominal güneş kütlesi değişkenini şu şekilde tanımlamıştır:
| --- | --- |
nominal güneş kütlesi değişkeni:: GM⊙ = 1.3271244 × 1020 m3 s−2
Bununla birlikte, CODATA'nın en güncel Newton yerçekimi sabiti tahmini (2014) kullanılarak nominal güneş değişkeni yaklaşık 1.9885 × 1030 kg olarak ölçülebilir. Parlaklık, yarıçap, kütle değişkeni ve kütle için kesin değerler, gözlemsel belirsizlikler nedeniyle gelecekte biraz değişecekse de 2015 IAU nominal sabitleri, yıldız değişkenlerini belirtmek için oldukça yararlı olduklarından aynı SI değerlerinde kalacaktır.
Dev bir yıldızın yarıçapı ya da bir çift yıldız sisteminin ana ekseni gibi büyük uzunluklar genellikle astronomik birim (AU) ile belirtilir. Bir AU yaklaşık olarak Dünya ile Güneş arasındaki ortalama uzaklığa eşittir. (150 milyon km veya yaklaşık 93 milyon mil). IAU 2012'de, astronomik sabiti tam 149.597.870.700 m olarak tanımladı.
Oluşum ve gelişim

Ana madde: Yıldız evrimi
Yıldızlar, uzayda bulunan yüksek yoğunluktaki (yine de Dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) madde bulutlarının içlerinde doğar. Moleküler bulutlar olarak bilinen bu bölgeler, çoğunlukla hidrojenden oluşmakla birlikte yaklaşık %23–28 helyum ve az miktarda daha ağır elementleri içerir. Orion Bulutsusu bu yıldız doğumhanelerine bir örnektir. Çoğu yıldız düzinelerce ilâ yüz binlerce yıldızı içerebilen yıldız gruplarının içinde doğar. Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp iyonlaştırırlar ve bir H II bölgesi yaratırlar. Yıldız oluşumundan kaynaklanan bu tür etkiler nihayetinde bulutu bozabilir ve yeni yıldız oluşumunu engelleyebilir.
Tüm yıldızlar ömürlerinin büyük çoğunluğunu çekirdeklerindeki hidrojeni helyuma dönüştürdükleri anakol evresinde geçirirler. Bununla birlikte yıldızlar kütlelerinin büyüklüğüne göre gelişimlerinin çeşitli aşamalarında farklı yollar izlerler. Daha büyük yıldızların nihai kaderi, göreli olarak kendilerinden daha az kütleye sahip yıldızlardan farklıdır. Buna göre, astronomlar genellikle yıldızları kütlelerine göre gruplandırırlar:
Kütleleri 0,5 M☉ altında olan çok düşük kütleli yıldızlar, sahip oldukları helyumu anakol evresinde iken tüm yıldız boyunca yayarlar. Bu nedenle, asla kabuk yanmasına maruz kalmazlar veya kırmızı deve dönüşmezler, onlar helyumu kaynaştıracak büyüklüğe sahip olmadıklarından bir helyum beyaz cücesine dönüşecek ve yavaşça hidrojenlerini tüketerek soğuyacaklardır. Ancak bu kütledeki yıldızların ömrü evrenin yaşından daha büyük olduğundan şu ana kadar herhangi bir helyum beyaz cücesi bulunmamaktadır.
Kütlesi 0.5 M⊙ ilâ 1.8–2.5 M⊙ olan düşük kütleli yıldızlar (Güneş buraya dahildir), çekirdeklerindeki hidrojen tükendiğinde kırmızı dev haline gelir ve çekirdeklerindeki helyum ani bir parlamayla yanmaya başlar; girdikleri asimptotik dev kol devresinde karbon-oksijen içerikli bir çekirdek geliştirirler; nihayetinde dış katmanlarını uzaya salarak gezegensel bir bulutsu oluştururlar ve geriye kalan çekirdekleri de artık bir beyaz cücedir.
Kütlesi 1.8–2.5 M⊙ ila 5–10 M⊙ olan Orta kütleli yıldızlar, düşük kütleli yıldızlara benzer evrimsel aşamalardan geçer; ancak kırmızı dev evresinde nispeten kısa bir süre sonra helyum parlama olmadan kaynaşmaya başlar ve dejenere karbon-oksijen çekirdeği oluşturmadan önce kırmızı dev evresinde uzun bir süre geçirir.
Dev yıldızlar genellikle minimum 7–10 M⊙ kütleye sahiptir (azami 5–6 M⊙). Çekirdeğin içindeki hidrojeni tükettikten sonra bu yıldızlar üstdev haline gelir ve helyumdan daha ağır elementleri oluşturmaya başlar. Ömürlerinin sonuna geldiklerinde çekirdekleri çöker ve süpernova patlamasıyla son bulurlar.
Oluşum ve gelişim > Yıldız oluşumu

Ana madde: Yıldız oluşumu
Bir yıldızın oluşumu, bir moleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir süpernovanın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki galaksinin çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimsel bir kararsızlık ile başlar. Jeans Kararsızlığı kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
Bulut çöktükçe, Bart damlacığı adı verilen ve yoğun toz ile gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimsel enerji ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu hidrostatik denge durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir önyıldız oluşur. Bu anakol öncesi yıldızlar genelde bir ön gezegen diskiyle çevrelenmiştir. kütleçekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.
İki Güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara T Tauri yıldızı, daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da Herbig Ae/Be yıldızları denir. Bu yeni doğan yıldızlar dönme ekseni boyunca gaz jetleri yayar, bu da çöken yıldızın açısal momentumunu azaltabilir ve Herbig-Haro nesneleri olarak bilinen küçük bulutlar oluşabilir. Bu jetler, yakındaki devasa yıldızlardan gelen radyasyon ile birlikte, yıldızın oluştuğu çevreleyen bulutun uzaklaştırılmasına yardımcı olabilir.
Gelişmelerinin başlarında T Tauri yıldızları kabaca sıcaklarının aynı kalıp parlaklıklarının azaldığı Hayashi evresindedirler. Daha az kütleli T Tauri yıldızları anakol evresine kadar burada kalırken daha kütleli yıldızlar Henyey evresine geçerler.
Oluşum ve gelişim > Anakol evresi

Ana madde: Anakol
Yıldızlar yaşam sürelerinin %90'ında çekirdekleri yakınında yüksek sıcaklık ve basınç altında gerçekleşen nükleer füzyonla hidrojeni helyuma çevirir. Anakolun başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve bu da çekirdekteki nükleer füzyonu arttırarak yıldızın daha parlak ve sıcak olmasına yol açar. Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce anakola giren Güneş'in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.
Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir yıldız rüzgârı üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen bu kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10−14 Güneş kütlesi kadar ya da diğer bir deyişle 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. 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile hayatlarına başlayan yıldızlar anakolda kaldıkları süre boyunca toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilirler.
Bir yıldızın anakolda bulunacağı süreyi yakılacak yakıtın miktarı ve yanma hızı, başka bir deyişle başlangıçtaki kütlesi ve parlaklığı belirler. Güneş için bu sürenin yaklaşık 1010 yıl olduğu tahmin edilmektedir. Büyük yıldızlar yakıtlarını çok hızlı yakarlar ve ömürleri kısa olur. Kırmızı cüce adı verilen küçük yıldızlar ise büyük yıldızların aksine yakıtlarını çok yavaş yakar ve on ile yüz milyar yıl arasında yaşamlarını sürdürürler. Yaşamlarının sonuna doğru gittikçe parlaklıklarını kaybederler ve kara cüceye dönüşürler. Böyle yıldızların yaşam süreleri evrenin şimdiki yaşından (13,7 milyar yıl) daha büyük olduğu için kara cücelerin var olması henüz beklenmemektedir.
Kütlenin yanı sıra helyumdan daha ağır elementlerin miktarı da yıldızların gelişiminde önemli rol oynar. Astronomide helyumdan ağır elementlerin tamamı "metal" olarak değerlendirilir ve bu elementlerin kimyasal derişimine metallik denir. Yıldızın metalliği, yakıtını yakacağı süreyi etkiler ve mıknatıssal alanların oluşumunu kontrol eder ve yıldız rüzgârının gücünü değiştirir. Daha yaşlı öbek II yıldızlar oluştukları moleküler bulutların bileşimi nedeniyle daha genç olan öbek I yıldızlara göre önemli oranda az metalliğe sahiptirler. Bu bulutlar zaman geçip yaşlı yıldızlar öldükçe atmosferlerinin bir kısmından gelen metallerle zenginleşmiştir.