stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Yıldız
Oluşum ve gelişim > Anakol sonrası

En az 0.4 güneş kütlesine sahip yıldızlar çekirdeklerindeki hidrojeni tükettiklerinde geriye kalan hidrojeni artık helyumdan ibaret çekirdeğinin dışındaki bir kabukta kaynaştırmaya başlar. Kırmızı dev formunu aldıkça dış katmanları genişlemeye ve soğumaya başlar. Yaklaşık 5   milyar yıl sonra Güneş helyumu kaynaştırma aşamasına gelecek ve yarıçapı 1 astronomik birime ve mevcut boyutu da 250 katına çıkacak fakat mevcut kütlesinin %30'unu kaybedecektir.
Hidrojen kabuğu yanması daha fazla helyumu ortaya çıkarttığından çekirdeğin kütlesi ve sıcaklığı artar. 2.25 güneş kütlesine sahip bir kırmızı devin helyum çekirdeği helyum füzyonundan önce dejenere olur. Son olarak, sıcaklık yeterince arttığında helyum füzyonu helyum parlaması adı verilen bir olayla aniden başlar ve yıldızın yarıçapı hızla küçülüp yüzey sıcaklığı artar ve yıldız HR diyagramının yatay dalına geçer. Daha büyük yıldızlarda helyum çekirdeğinin füzyonu çekirdek dejenere olmadan başlar ve yıldız, dış konvektif zarf çökmeden ve yıldız yatay dala geçmeden önce helyumu yavaşça yaktığı kırmızı kümede biraz zaman harcar.
Yıldız çekirdeğindeki helyumu kaynaştırdığında açığa çıkan karbon, dışı helyum kabuğu ile örtülü çok daha sıcak bir çekirdeği meydana getirir. Yıldız asimptotik dev dal (ADD) adı verilen bir döneme girer fakat açıklanan diğer kırmızı devlere göre daha parlaktır. Daha büyük ADD yıldızları, çekirdek dejenere hale gelmeden önce kısa bir karbon füzyonu sürecine girebilir.
Oluşum ve gelişim > Anakol sonrası > Büyük yıldızlar

Ana maddeler: Üstdev, Üstündev ve Wolf-Rayet yıldızı
Dokuz güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olan yıldızlar önce mavi ve sonra da kırmızı bir üstdev olacak şekilde genişler. Özellikle büyük yıldızlar, güçlü konveksiyon akım ve yoğun kütle kaybı nedeniyle yüzeye ulaşan hidrojenden daha ağır elementlerin emisyon çizgilerinin hakim olduğu spektrumlarla karakterize olan bir Wolf-Rayet yıldızına dönüşebilir.
Helyum büyük bir yıldızın çekirdeğinde tükendiğinde, çekirdek kasılır ve sıcaklık ve basınç karbonu kaynaştıracak kadar yükselir (bkz. Karbon yakma işlemi). Bu süreç, oksijen (bkz. Oksijen yakma işlemi), neon (bkz. Neon yakma işlemi) ve silikon'un (silikon yakma işlemi) yakılmasıyla devam eder. Yıldızın yaşamının sonuna kadar füzyon, çekirdekte tıpkı soğan kabukları gibi tabakalar oluşturarak devam eder. Her kabukta farklı bir element çekirdek kaynaşmasına uğrar. En dışta hidrojen, içeri doğru helyum ve sonra diğer ağır elementler diye devam eder.
Son aşamaya, yıldız demir üretmeye başlayınca ulaşılır. Demir atomu çekirdeği diğer ağır elementlerin çekirdeklerinden daha sıkıca bağlandığı için demir ötesi elementlerden yeterli füzyon enerjisi açığa çıkmaz. Çok sınırlı bir ölçüde böyle bir süreç devam eder; ancak enerji tüketir. Benzer şekilde tüm hafif çekirdeklerden daha sıkı bağlandıkları için, bu enerji fisyonla serbest bırakılamaz.
Oluşum ve gelişim > Anakol sonrası > Çöküş

Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Eğer dış atmosferi 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. Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki elektron yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir.
Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam eder. Çekirdeğin içindeki elektron proton yönlendirilince ve ters beta bozunması ya da elektron yakalanması ile patlayıp nötron ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanının bir süpernova olarak patlar. Süpernovalar o kadar parlaktır ki kısa süre içinde bulunduğu galaksinın tamamından daha parlaktır. Samanyolunda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir.
Yıldızın maddesinin çoğu, süpernova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutlar oluşturur. Geri kalan bir Nötron yıldızı hâline gelir (kendilerini bazen Pulsar ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise kara delik olur. Bir nötron yıldızında madde, nötron yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de Kuark maddesi denen daha da egzotik bir yozlaşmış madde bulunur. Karadeliğin içindeki maddenin hâli henüz anlaşılamamıştır.
Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır elementleri de içerir. Bu ağır elementler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Süpernovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası ortamın şekillendirilmesinde önemli rol oynar.
Oluşum ve gelişim > Anakol sonrası > Çift yıldızlar

Çift yıldız sistemlerinin anakol sonrası gelişimleri kendileriyle aynı kütledeki tek yıldızlardan önemli ölçüde farklı olabilir. İkili sistemdeki yıldızlar yeterince yakınsa, yıldızlardan biri kırmızı bir dev olmak için genişlediğinde, Roche lobunu taşar ise kendi kütlesinin bir kısmını diğer yıldıza aktarabilir. Roche lobu taştığında ise felaket değişkenleri ve tip Ia süpernovaları dahil olmak üzere çeşitli fenomenler ortaya çıkabilir.
Yaygınlık

Yıldızların çoğunluğunun kütleçekimi ile birbirine bağlı çoklu yıldız sistemlerinde çift yıldızları oluşturduğu çok uzun zamandır kabul görmüş bir varsayımdır. Bu özellikle çok büyük olan O ve B sınıfı yıldızlar için özellikle doğrudur ve %80'i çoklu sistemdir. Ancak daha küçük yıldızlarda tek yıldız sistemlerinin oranı artar; kırmızı cücelerin yalnızca %25'inin bir eşi olduğu bilinmektedir. Tüm yıldızların %85'i kırmızı cüce olduğuna göre Samanyolu'ndaki yıldızları çoğu doğuştan tektirler.
Daha geniş kümelere yıldız kümesi denir. Bunlar birkaç yıldızlık yıldız topluluklarından yüzlerce, binlerce yıldızdan oluşan devasa küresel kümelere kadar sıralanırlar.
Yıldızlar evrende düzenli bir şekilde dağılmamış ve normalde yıldızlararası gaz ve tozla birlikte galaksilerde toplanmışlardır. Sıradan bir galaksiiçinde yüzlerce milyar yıldız bulunur ve gözlemlenebilir evrende 100 milyardan (1011) daha fazla galaksivardır. Genelde yıldızların sadece galaksilerde olduğuna inanılsa da galaksilerarası yıldızlar da bulunmuştur.
Astronomlar gözlemlenebilir evrende en azından 70 seksilyon (7×1022) yıldız olduğunu tahmin etmektedir. Bu Samanyolumuzda bulunan 300 milyar yıldızın 230 milyar katıdır.
Güneş'ten sonra Dünya'ya en yakın yıldız 39,9 trilyon (1012) kilometre ya da 4,2 ışık yılı uzaklıkta olan Proxima Centauri’dir. Bu yıldızın ışığının dünyaya ulaşması için 4,2 yıl gerekmektedir. Uzay Mekiği’nin yörünge hızıyla (saniyede 8 kilometre — yaklaşık saatte 30,000 kilometre) yolculuk edersek Proxima Centauri’ye ulaşmak için 150.000 yıl gerekecektir. Buna benzer uzaklıklar galaksitekerlerinde, Güneş’in çevresi de dahil olmak üzere tipik uzaklıklardır. Yıldızlar galaksilerin merkezinde ve küresel kümelerde birbirlerine çok daha yakın olabildikleri gibi, galaksi halesinde çok daha uzak olabilirler.
Düşük yoğunlukları nedeniyle galaksilerde yıldızların birbiriyle çarpışmasının oldukça nadir olduğu düşünülür. Ancak galaksimerkezi ile küresel kümenin çekirdeği gibi daha yoğun bölgelerde bu çarpışmalara daha sık rastlanır. Bu tür çarpışmalar sonucunda mavi başıboşlar diye bilinen oluşumlar olur. Bunlar anakolda aynı parlaklığa sahip yıldızlardan daha yüksek yüzey sıcaklığına sahip anormal yıldızlardır.
Özellikler

Yıldızların hemen hemen tüm özelliklerini başlangıçtaki kütlesi belirler. Bu özelliklerin arasında parlaklık, büyüklük, yıldızın gelişimi, yaşam süresi ve kaçınılmaz sonu da bulunur.
Özellikler > Yaş

Yıldızların çoğu 1 milyar ile 10 milyar yıl arasında yaşa sahiptir. Bazı yıldızlar gözlemlenen evrenin yaşı olan 13,7 milyar yaşına yakındır. Yıldız ne kadar büyük olursa yaşam süresi de o kadar kısa olur çünkü büyük yıldızların çekirdeklerinde daha büyük olan basınç hidrojenin daha hızlı yanmasına neden olur. En büyük yıldızlar ortalama bir milyon yıl yaşarlarken minimum kütleye sahip olan kırmızı cüceler yakıtlarını çok yavaş yaktıklarından on ile yüz milyar yıl arasında yaşarlar.
| Kütle | Anakol | Altdev | Kırmızı dev | Çekirdekte Helyum yanması |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| 1.0 | 7.41 | 2.63 | 1.45 | 0.95 |
| 1.5 | 1.72 | 0.41 | 0.18 | 0.26 |
| 2.0 | 0.67 | 0.11 | 0.04 | 0.10 |
Özellikler > Kimyasal bileşim

Ana maddeler: Metallik ve Yıldız kimyası
Yıldızlar oluştuklarında yaklaşık kütlelerinin %71'i hidrojen, %27'i helyum, geri kalanı da metallerdir. Genel olarak metallerin oranı yıldız atmosferlerinde bulunan demir içeriğiyle belirlenir çünkü demir hem sık bulunan bir metaldir hem de soğurma çizgileri görece daha kolay ölçülür. Yıldızların oluştuğu moleküler bulutlar süpernova patlamalarıyla sürekli olarak metallerle zenginleştiğinden bir yıldızın kimyasal bileşimi yaşını belirlemek için kullanılır. Metallerin oranı ayrıca yıldızın bir gezegen sisteminin olması olasılığının da bir göstergesi olabilir. Daha ağır elementlerin varlığı, yıldızın bir gezegen sistemine sahip olma olasılığını arttırır.
Bugüne kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip olan yıldız HE1327-2326 no.lu cücedir. Güneş'in demir içeriğinin 200.000'de birine sahiptir. Bunun aksine demir zengini μ Leonis Güneş'in sahip olduğunun iki katı kadar demir içeriğine sahipken bir gezegene sahip olan 14 Herculis bunun üç katı kadarına sahiptir. Spektrumlarında, belirli elementlerin (özellikle krom ve nadir toprak elementleri) olağan dışı bolluklarını gösteren kimyasal açıdan tuhaf olarak tanımlanabilecek yıldızlar da vardır. Güneş de dahil olmak üzere daha soğuk dış atmosfere sahip yıldızlar çeşitli iki ve çok atomlu moleküller oluşturabilir.
Özellikler > Çap

Dünya'ya olan büyük uzaklıkları nedeniyle Güneş dışındaki tüm yıldızlar, Dünya'nın atmosferinin etkisiyle gece gökyüzünde göz kırpan parlak noktalar olarak insan gözüne görünürler. Yıldız tekerleri yeryüzündeki optik teleskoplar tarafından gözlemlenemeyecek kadar küçük açısal boyutlarda olduklarından bu nesnelerin resimlerini alabilmek için interferometri içeren teleskoplar gerekir. Güneş de bir yıldızdır ancak teker olarak görünecek ve gün ışığı sağlayacak kadar Dünya'ya yakındır. Güneşten sonra en büyük görünen boyuttaki yıldız yalnızca 0,057 SOA'lık açısal çapı olan R Doradus yıldızıdır.
Yıldızlar bir şehirden daha büyük olmayan nötron yıldızlarından Orion takımyıldızında bulunan ve Güneş'in 1.000 katı büyük olan yaklaşık 1,6 milyar kilometrelik çapı olan Betelgeuse gibi üstdevlere kadar sıralanırlar. Ancak Betelgeuse'ün yoğunluğu Güneş'inkinden çok daha azdır.
Özellikler > Devinim

Bir yıldızın Güneş'e göre hareketi yıldızın kaynağı ve yaşı için olduğu kadar yapısı ve bulunduğu galaksinin gelişimi hakkında da önemli bilgiler sağlayabilir.
Bir yıldızın özdevinimi teğetsel hızıdır. Bunun belirlenmesi için yılda mas (mili SOA) birimi kullanılarak çok hassas gökölçümleri yapılır. Bir yıldızın ıraklık açısını belirleyerek bir yıldızın özdevinimi hız birimlerine çevrilebilir. Yüksek özdevinimi olan yıldızlar Güneş'e görece daha yakın olan yıldızlardır ve ıraklık açısı ölçümü için oldukça iyi adaylardır.
Dikeyhız yıldızın Güneş'e doğru ya da Güneş'ten uzağa olan hızıdır. Bu hız tayf çizgilerindeki doppler kayması ile belirlenir ve birimi kilometre/saniyedir.
Her iki hareket hızı da belirlendikten sonra bir yıldızın Güneş'e ya da galaksiye göre olan uzay hızı belirlenebilir. Yakın yıldızlar arasında öbek I yıldızların daha yaşlı olan öbek II yıldızlara göre daha düşük hızlara sahip oldukları bulunmuştur. Öbek II yıldızların galaksidüzlemine eğik olan eliptik yörüngeleri bulunur. Yakındaki yıldızların devinimlerinin karşılaştırılması sonucunda yıldız toplulukları da tanımlandı. Bunlar büyük bir olasılıkla oluşumlarının kaynağında aynı dev moleküler bulutları paylaşıyorlardı.
Özellikler > Manyetik alan

Bir yıldızın manyetik alanı, konvektif dolaşımın meydana geldiği iç kısımlarda oluşur. İletken plazmanın bu hareketi, bir dinamo gibi işlev görür, buradaki elektrik yüklerinin hareketi, mekanik bir dinamo gibi manyetik alanları uyarır. Bu manyetik alanlar yıldız boyunca ve ötesinde geniş bir yelpazeye sahiptir. Manyetik alanın gücü yıldızın kütlesine ve bileşimine göre değişir ve yüzey manyetik aktivitesinin miktarı yıldızın dönüş hızına bağlıdır. Bu yüzey aktivitesi, manyetik alanın güçlü olduğu ve yüzey sıcaklığının normalden düşük olduğu yerlerde yıldız lekeleri oluşturur. Koronal döngüler, bir yıldızın yüzeyinden dış atmosferine yani koronasına kadar yükselen kemer şeklinde hareket eden manyetik alan akımı çizgileridir. Koronal döngüler, aldıkları yol boyunca sürükledikleri plazma nedeniyle görülebilir. Güneş püskürtüsü, aynı manyetik aktivite nedeniyle yayılan yüksek enerjili parçacıkların patlamasıdır.
Hızlı dönen genç yıldızlar, manyetik alanları nedeniyle yüksek yüzey aktivitesine sahip olma eğilimindedir. Manyetik alan, yıldız rüzgarı üzerinde hareket edebilir ve zaman içinde dönme hızını yavaş yavaş düşürmek için bir fren işlevi görür. Bu nedenle, Güneş gibi yaşlı yıldızlar çok daha yavaş dönme hızına ve daha düşük bir yüzey aktivitesine sahiptir. Yavaşça dönen yıldızların aktivite seviyeleri döngüsel olarak değişme eğilimindedir ve belirli bir süre boyunca tamamen durabilirler. Örneğin, 70 yıl süren Maunder Minimum dönemi boyunca hiç güneş lekesi oluşmamıştır.
Özellikler > Kütle

Bilinen en büyük yıldızlardan biri, Güneş'in kütlesinin 100 – 150 katı büyük olan ve birkaç milyon yıllık çok kısa bir yaşam süresine sahip olan Eta Carinae yıldızıdır. Yakın geçmişte yapılan Arches kümesindeki bir çalışma evrenin içinde bulunduğu dönem içinde 150 güneş kütlesinin üst sınır olduğunu önermektedir. Bu sınırlamanın nedeni kesin olarak bilinmese de kısmen bir yıldızın atmosferinden gazları kaçırmadan geçebilecek olan en yüksek aydınlatma gücü miktarını belirleyen Eddington aydınlatma gücü nedeniyle olduğu düşünülmektedir.
Big Bang'ten hemen sonra oluşan yıldızlar, bileşimlerinde lityumdan daha ağır metal bulunmaması nedeniyle 300 güneş kütlesi ya da daha büyük olabilirler. Bu aşırı büyük Öbek III yıldızların soyu çok uzun zamandır tükenmiştir ve ancak teorik olarak bulunurlar.
Jüpiter gezegeninin kütlesinin 93 katı bir kütleye sahip olan ve AB Doradus A yıldızının eşi olan AB Doradus C yıldızı, çekirdeğinde çekirdek kaynaşması süren bilinen en küçük yıldızdır. Güneş'e benzer metallikte olan ve teorik olarak çekirdeğinde hâlâ çekirdek kaynaşması sürebilecek olan minimum kütle yaklaşık olarak Jüpiter'in 75 katı olarak tahmin edilmektedir. Ama metallik düşük olduğunda, sönük yıldızlar üzerine yapılan bir çalışma minimum yıldız boyutunun Güneş'in %8,3'ü yani Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 87 katı olduğunu göstermektedir. Bundan daha küçük boyutta olan yıldızlara kahverengi cüceler denir ve yıldızlar ile gaz devleri arasında çok iyi tanımlanamamış bölgede yer alırlar.
Yıldızın yarıçapı ve kütlesi yüzeydeki kütleçekimini belirler. Dev yıldızlar anakoldaki yıldızlardan daha düşük bir yüzey kütleçekimine sahip iken beyaz cüceler gibi yozlaşmış yoğun yıldızların yüzey kütleçekimi daha büyüktür. Yüzey kütleçekimi yıldız ışığının tayfını etkiler; daha yüksek kütleçekimi soğurma çizgilerini genişletir.
Özellikler > Dönme

Yıldızların dönme hızı tayf ölçümü ile yaklaşık olarak tahmin edilebilir ya da yıldız lekelerinin dönme hızının izlenmesiyle daha kesin olarak belirlenebilir. Genç yıldızlar ekvatorlarında 100 km/s'yi geçen büyük dönme hızlarına sahiptir. Örneğin B sınıfı yıldız Achernar kutuplar arasındaki uzaklıktan %50 daha büyük bir eşlek çapına yol açan yaklaşık 225 km/s'lik ya da daha büyük bir eşlek dönme hızına sahiptir. Bu hız ulaşıldığında yıldızın parçalanacağı dönüşül (kritik) hız olan 300 km/s'den çok az düşük olan bir hızdır. Karşılaştırıldığında Güneş ancak her 25 – 35 günde bir döner ve ekvator dönme hızı 1.994 km/s'dir. Bir yıldız anakol üzerinde gelişimini sürdürürken, mıknatıssal alanı ve yıldız rüzgârı dönme hızını önemli miktarda azaltmaktadır.
Sıkışık yıldız yoğun bir kütleye sıkıştıklarından yüksek bir dönme hızına sahiptirler. Ancak açısal momentum korunumundan (dönen bir cismin boyutundaki küçülmeye karşın dönme hızını arttırması) beklendiği hıza nazaran oldukça düşük dönme hızlarına sahiptir. Yıldızın açısal devinirliğinin önemli bir kısmı yıldız rüzgârının sonucunda oluşan kütle kaybıyla dağılır. Bunun yanı sıra bir pulsarın (atarca) dönme hızı oldukça yüksektir. Örneğin Yengeç bulutsusunun merkezindeki atarca saniyede 30 kere döner. Atarcanın dönme hızı ışınım nedeniyle giderek yavaşlayacaktır.
Özellikler > Sıcaklık

Anakoldaki bir yıldızın yüzey sıcaklığı çekirdekteki enerji üretim hızı ve yıldızın yarıçapı ile belirlenir ve genellikle yıldızın renk ölçeğinden hesap edilir. Sıcaklık normalde, yüzey alanı başına yıldız ile aynı parlaklığa sahip ideal bir kara cismin saçtığı enerji miktarına eş olan etkin sıcaklık değerinde verilir. Sıcaklık çekirdeğe doğru arttıkça, etkin sıcaklığın sadece yüzey hakkında bilgi verdiği de unutulmamalıdır. Bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık birkaç milyon kelvine ulaşabilir.
Yıldız sıcaklığı değişik elementlerin enerji kazanma ya da iyonlaşma hızını belirleyebileceğinden tayf üzerinde karakteristik soğurma çizgileri olarak belirirler. Bir yıldızın yüzey sıcaklığı, mutlak parlaklığı ve soğurma özellikleri ile yıldızın sınıflandırılmasında kullanılır. (aşağıdaki sınıflandırma bölümüne bakın).
Anakolda yer alan büyük yıldızlar 50,000 K'e varan yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler. Güneş gibi daha küçük olan yıldızların yüzey sıcaklıkları birkaç bin K.'dir. Kırmızı devler 3,600 K gibi görece düşük bir yüzey sıcaklığına sahip olmalarına rağmen çok geniş dış yüzey alanları nedeniyle yüksek parlaklığa sahiptirler.
Işınım

Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen enerji hem elektromanyetik radyasyon hem de parçacık ışınımı olarak uzaya yayılır. Yıldız tarafında yayılan parçacık ışınımı yıldız rüzgârı (yıldızın dış katmanlarından yayılan serbest Proton, alfa parçacığı ve beta parçacığı gibi elektrikle yüklü parçacıkların düzenli akışı olarak görülür) ve yıldız çekirdeğinden çıkan düzenli bir nötrino akışı olarak kendini gösterir.
Çekirdekteki enerji üretimi yıldızların bu kadar çok parlak olmasının nedenidir. Ne zaman bir elementin iki ya da daha fazla atom çekirdeği birleşerek daha ağır bir elementin atom çekirdeğini oluşturmak için kaynaşsa oluşan çekirdek kaynaşması tepkimesinden gama ışını foton salınır. Bu enerji yıldızın dış katmanlarına ulaştığında görünür ışığın da dahil olduğu diğer elektromanyetik enerjiye dönüşür.
Bir yıldızın görünür ışığının doruk titreşim sayısınca belirlenen (frekansı) rengi yıldızın fotosferini de içeren dış katmanlarına bağlıdır. Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği elektromanyetik radyasyon türleri de yayar. Aslında yıldızların elektromanyetik radyasyonu elektromanyetik spektrumun en uzun dalga boyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalga boyu olan morötesi, X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsar. Yıldızların elektromanyetik radyasyonunun görünür ya da görünmez tüm bileşenleri özellikleri ayırt etmede önem taşır.
Yıldız tayfını kullanan astronomlar yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey kütle çekimini, metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler. Paralaks ölçümüyle yıldızın uzaklığı da biliniyorsa parlaklığı da belirlenebilir. Daha sonra yıldız modellemelerine bakılarak kütle, yarıçap, yüzey kütleçekimi ve dönme sıklığı (frekansı) tahmin edilebilir. Çift yıldız sistemlerindeki yıldızların kütlesi doğrudan ölçülebilir. kütleçekimsel mikromercekleme yöntemi de bir yıldızın kütlesini belirler.) Bu değişkenleri kullanan astronomları yıldızın yaşını da tahmin edebilir.
Işınım > Parlaklık

Astronomideparlaklık, bir yıldızın birim zamanda yaydığı ışığın ya da diğer ışınım enerjisinin miktarıdır. Bir yıldızın parlaklığı yarıçapı ve yüzey sıcaklığı ile belirlenir. Çoğu yıldız yüzeyi boyunca her yerden eşit olarak ışıma yaymaz. Örneğin, kendi etrafında hızlıca dönen Vega yıldızının kutuplarında, ekvatorunda olduğundan daha fazla enerji akısı (birim alan başına güç) gerçekleşir.
Yüzeyde görülen ve ortalamadan düşük sıcaklık ile parlaklığa sahip olan bölgelere yıldız lekesi denir. Güneş gibi küçük, cüce yıldızlar genel olarak çok az miktarda küçük yıldız lekesi olan tekerlere sahiptir. Daha büyük dev yıldızlar daha büyük ve bariz yıldız lekelerine sahiptir ve güçlü yıldız kenar kararması gösterirler. Bu yıldız tekerinin kenarlarına doğru parlaklığın azalmasıdır. UV Ceti gibi kırmızı cüce parıltılı yıldızlarda oldukça belirgin yıldız lekesi oluşumları gösterebilirler.
Işınım > Kadir sınıfı

Ana maddeler: Görünür parlaklık ve Mutlak parlaklık
Bir yıldızın görünür parlaklığı, kadir ile ölçülür. Bu kavram Dünya'dan uzaklığı, yıldızlararası toz ve gazın söndürücü etkisi ve atmosferden geçerken uğradığı değişime göre yıldızın parlaklığını belirler. Mutlak kadir yıldız ile Dünya arasındaki mesafe 10 parsek (32,6 ışık yılı) olsa kadir sınıfının ne olacağıdır ve doğrudan yıldızın parlaklığına bağlıdır.
| Kadir sınıfı (m) | Yıldız  Sayısı |
| --- | --- |
0: 4
1: 15
2: 48
3: 171
4: 513
5: 1,602
6: 4,800
7: 14,000
Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeği logaritmik sayılarından oluşur. Kadir sınıfındaki bir sayı değişikliği yaklaşık olarak parlaklığın 2,5 katı (100'ün beşinci kökü yaklaşık olarak 2,512) artmasına eşdeğerdir Yani birinci kadir sınıfındaki (+1.00) bir yıldız ikinci kadir sınıfındaki (+2.00) bir yıldızdan 2,5 kat daha parlaktır ve altıncı kadir sınıfından (+6.00) bir yıldızdan 100 kat daha fazla parlaktır. Uygun gözlem koşullarında gözle görülebilen en sönük yıldızlar yaklaşık +6 kadir sınıfındadır.
Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeğinde kadir sınıfı sayısı küçüldükçe yıldızlar daha parlak olur. Her iki ölçekte de en parlak yıldızlar eksi kadir sınıfında yer alır. İki yıldız arasındaki parlaklık farkını hesaplamak için parlak yıldızın kadir sınıfı (mb) daha sönük olan yıldızın kadir sınıfından (mf) çıkarılır ve aradaki fark 2,512 sayısının üssü olarak alınır; yani:
Hem parlaklığa hem de Dünya'dan uzaklığa bağlı olarak bir yıldızın mutlak kadir sınıfı (M) ile görünür kadir sınıfı (m) tam olarak birbirlerine eş değildir. örneğin parlak bir yıldız olan Sirius'un görünür kadir sınıfı −1,44'tür ancak mutlak kadir sınıfı yalnızca +1,41'dir.
Güneş'in görünür kadir sınıfı −26,7'dir ama mutlak kadir sınıfı yalnızca +4.83. Geceleri gökyüzünde görülen en parlak yıldız olan Sirius Güneş'ten yaklaşık olarak 23 kat daha fazla parlaktır, gece gökyüzündeki ikinci en parlak yıldız olan Canopus −5,53'lük mutlak büyüklüğü ile Güneş'ten 14.000 kat daha fazla parlaktır. Canopus, Sirius’tan daha fazla parlak olmasına rağmen, Sirius daha parlak olarak görünür. Bunun nedeni Sirius’un Dünya’dan yalnızca 8,6 ışıkyılı uzakta olmasına karşın Canopus’un 310 ışıkyılı uzakta olmasıdır.
2006 yılı itibarıyla bilinen en yüksek mutlak kadir sınıfına sahip olan yıldız −14,2 ile LBV 1806-20 yıldızıdır. Bu yıldız Güneş’ten 38 milyon kat daha parlaktır. Bilinen en az parlaklığa sahip yıldızlar NGC 6397 kümesinde yer alırlar. BU kümedeki en sönük kırmızı cücelerin kadir sınıfı 26’dır ama 28 kadir sınıfına sahip bir beyaz cüce de bulunmuştur. Bu yıldızlar o kadar sönük bir ışığa sahiptirler ki ışıkları Ay üstünde yakılan bir mum ışığının Dünya’dan görünüşü kadardır.