Fotosfer (veya ışık yuvarı, ışık küre), astronomik bir cismin 500 nanometrelik bir foton için görsel derinliğin ⅔ olduğu bölgedir. Başka bir ifadeyle fotosfer, bir nesnenin olağan ışığa karşı saydamlığını kaybettiği bölgedir. Yıldızların katı yüzeye sahip olmadıklarına inanıldığından fotosfer, genelde Güneş'in veya diğer yıldızların görsel yüzeyini belirtmek için kullanılır.
| İç yapısı |  | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Atmosfer |
| ||||||
| Varyasyon |
| ||||||
| Heliosfer |
| ||||||
| Diğer |
| ||||||
Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan bir yıldızdır. Çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonları ile akkor hale gelene kadar ısınan, %10'u morötesi olmak üzere esas olarak görünür ışık ve kızılötesi radyasyon olarak yüzeyinden enerji yayan, oldukça büyük ve sıcak bir plazma küresidir. Dünya'daki yaşam için açık ara en önemli enerji kaynağıdır. Güneş birçok kültürde kutsallık atfedilen bir nesne olmuştur. Antik çağlardan beri astronomik araştırmalar için merkezi bir konudur.
Sagitta ya da Okçuk takımyıldızı, modern 88 takımyıldızdan biridir. Sagitta adı Latince'de ok anlamına gelmektedir. Bu takımyıldız Sagittarius (Yay) takımyıldızıyla karıştırılmamalıdır. Antik olduğu halde, 4. kadirden daha parlak yıldızı olmaması ve gökyüzündeki en küçük takımyıldız olmasından ötürü önemsiz bir takımyıldızdır. Batlamyus, 1. yüzyılda listelediği 48 takımyıldız arasına bu takımyıldızı da dahil etmiştir. Günümüzde Uluslararası Astronomi Birliği'nce belirlenmiş 88 modern takımyıldızdan biridir. Kuzey gökkürede yer alır ve gök ekvatorundan çok fazla uzakta yer almaması sebebiyle Güney Kutup Dairesi haricinde dünyanın her yerinden görülebilir.
Çift yıldız, ortak kütle merkezinde yörünge yapan iki yıldızdan oluşan bir yıldız sistemidir. İki, üç, dört ya da daha çok yıldızlı sistemler çoklu yıldız sistemleri olarak adlandırılır. Bu sistemler, özellikle daha uzakken, çıplak göze tek bir ışık noktası olarak görünürler ve diğer yollarla çift olarak ortaya çıkarlar. Son iki yüzyıl boyunca yapılan araştırmalar sonucunda, evrende gözlemlediğimiz yıldızların yarısı ya da daha fazlasının, çoklu yıldız sistemlerinin parçası olduğunun farkına varıldı.
Yıldız atmosferi bir yıldızın hacminin dış yüzeyine verilen addır. Işınım ile konveksiyon bölgelerinin üzerinde yer alır.
Kromosfer, Güneş'in atmosfer ve fotosferinin üzerine bulunan ince bir katmandır. Derinliği 10.000 km'ye yaklaşan bu katman, görsel olarak fotosferden daha belirgindir. Adını kırmızımsı rengine borçludur. Bu renk, tutulma esnasında çıplak gözle de görülebilmektedir.
Taç küre veya korona, yıldızların plazmadan oluşan ve uzayın milyonlarca kilometre içine kadar uzanan parlak gaz yuvarıdır. Güneş'in taç küresine Güneş tacı da denir ve Güneş tutulması esnasında yalın gözle de görülebilmektedir.
Parıltılı yıldızlar (Flare), birkaç dakika veya saatliğine beklenmedik ve olağanüstü miktarlarda aydınlık artışına gidebilen değişken yıldızlardır. Aydınlık artışı tüm elektromıknatıssal izgeyi kapsayarak, X ışınlarından radyo dalgalarına kadar uzanır.
Tansık (Mira) değişeni, adını Tansık (Mira) yıldızından alıp, ileri derecede al renge, 100 günden uzun atma süresine ve 1'den yüksek mutlak parlaklığa sahip, zonklayan değişen yıldızlar sınıfıdır.
Renk ölçeği bir yıldızın, iki farklı tayf bölgesinde ölçülen parlaklıklarının farkı olarak tanımlanır.. Örneğin,vB-V renk ölçeği “B” tayf bölgesindeki Görünür kadiri ile “V” tayf bölgesindeki görünür kadir arasındaki farkı gösterir. Günümüzde çok renkli ışık ölçümünde çeşitli renk ölçekleri kullanılmaktadır. U, B, V sisteminde etkin dalgaboyu λeff = 3500A°’ de görülen parlaklık U, λeff = 4300A°’ de ölçülen parlaklık B, λeff = 5500 A° de ölçülen parlaklık V ise, dizgede (U-B), (B-V) farkları, renk ölçeği olarak kullanılır.
Rozet Bulutsusu Samanyolu bölgesinde Tekboynuz takımyıldızı içindeki dev moleküler bulutun bir ucunun kenarında yer alan, büyük ve yuvarlak bir H II bölgesi. Açık yıldız kümesi NGC 2244, bulutsu ile yakından ilgilidir, kümenin yıldızları bulutsunun maddesinden oluşmuştur.
RR Lyrae değişenleri, yaygın olarak küresel yıldız kümelerinde bulunan özel bünyesel değişen, zonklayan bir yıldız türüdür. RR Lyrae türü değişen yıldızların mutlak parlaklığı bilinmektedir. Gözlemlerle görünür parlaklığı ölçülebildiği takdirde, içinde RR Lyrae gözlenebilen yakın gökadaların uzaklıkları da bulunabilir. Bu özellikleri ile bu yıldızlar, Gökbilim'de çok önemlidirler.
Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.
Mutlak parlaklık veya mutlak kadir, bir nesnenin olağan aydınlama gücü mesafesinde bulunduğunda sahip olduğu görünür parlaklıktır. Nesnelerin parlaklıklarını mesafeden bağımsız olarak değerlendirmeye olanak tanır. Bir nesnenin mutlak büyüklüğü, nesnenin yıldızlararası ortam emilimi ve kozmik toz nedeniyle ışığı sönmeden tam olarak 10 parsek mesafeden bakıldığında sahip olacağı görünür parlaklığa eşit olarak tanımlanır. Varsayımsal olarak tüm nesneleri gözlemciden standart bir referans mesafesine yerleştirerek, parlaklıkları bir büyüklük ölçeğinde birbirleri arasında doğrudan karşılaştırılabilir.
Delta Scuti değişenleri, dönemleri 0,3 günden kısa, A veya F tayf türünden, birkaç 0,001 kadirden 0,8 kadire kadar görsel bölge genliklerine sahip zonklayan değişenlerdir. H-R diyagramındaki kararsızlık kuşağı içinde yer alırlar. δ Scuti'lerin H-R diyagramındaki konumları üstten klasik sefeler, alttan ise zonklayan beyaz cücelerle sınırlı geniş bir alandır. Bu derece geniş bir alanda yıldız çeşitliliği oldukça fazladır ve en genç disk popülasyonlarından yaşlı halo yıldızlarına kadar farklı yıldızlar δ Scuti türü değişenler grubuna girebilmektedir. Bu nedenle bir kısmı veya tüm grubu tarif eden çok farklı isimlerle de anılırlar; bunlardan bazıları cüce sefeler, RRs değişenleri, AI Velorum yıldızları, SX Phe yıldızları ve çok-kısa dönemli sefeler dir.
RV Tauri değişenleri, maksimum ışıkta, tayflarında F ve G türü, minimum ışıkta ise G ve K türü yıldızların tipik çizgilerini gösteren parlak, sarı üstdevlerdir. Görsel bölge ışık eğrileri benzer minimumlar arası 30 – 150 günlük dönemlerle ardışık sığ ve derin minimumlar göstermektedir ve değişim genlikleri genellikle 2-3 kadir arasındadır. Bazı örneklerinde 3 kadiri geçebilmektedir. Çapsal zonklama yaparlar.
R Coronae Borealis değişeni ani olarak 9 kadire ulaşan parlaklık azalmaları gösteren patlayan değişen yıldız.
BY Draconis değişenleri tayflarında hidrojen salma çizgileri ile karakterize olan, dKe ve dMe tayf türünden geç tür cüce yıldızlardır. Bu yıldızlarda izlenen parlaklık değişimi, tekdüze olmayan yüzey parlaklık dağılımlarından kaynaklanmaktadır. Fotosferlerine oranla daha soğuk olan güneş benzeri leke bölgelerinin, yıldızın yarımkürelerinden birinde daha fazla yer alması halinde, dönme modülasyonu etkisiyle ışık değişimi ortaya çıkmaktadır. BY Draconis değişenleri ileri düzeyde kromosferik etkinliğe sahip yıldızlardır. Hem tek hem de çift sistem üyesi olabilmektedirler. Bu türden yıldızların kromosferik etkinlik gösterebilmeleri için ekvatoryal dönme hızlarının 5 km/sn değerinin üstünde olması gerekmektedir.
Beta Cephei değişenleri kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında değerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır.
Yıldız manyetik alanı, bir yıldızın içindeki iletken plazmanın hareketi tarafından üretilen bir manyetik alandır. Bu hareket, malzemenin fiziksel hareketini içeren bir enerji taşıma şekli olan konveksiyon yoluyla oluşturulur. Lokalize bir manyetik alan, plazmaya bir kuvvet uygulayarak, yoğunlukta karşılaştırılabilir bir kazanç olmaksızın basıncı etkili bir şekilde arttırır. Sonuç olarak manyetize bölge yıldızın fotosferine ulaşana kadar plazmanın geri kalanına göre yükselir. Bu durum yüzeyde yıldız lekeleri ve ilgili koronal döngü fenomeni yaratır.
4 Scorpii, Akrep takımyıldızında bulunan bir yıldızdır. +5,6'lık görünür görsel kadir ile, iyi görüş koşulları altında çıplak gözle çok az görülebilir. Bu yıldıza olan uzaklık, yıllık 7,99±0,77 mas'lik paralaks kaymasından tahmin edilebilir, bu da yaklaşık 410 ışıkyılı değerinde bir değer sağlar. Güneş'e, −29 km/s güneş merkezli radyal hızıyla yaklaşıyor ve tahmini 280 ışık yılı uzaklıkta yaklaşık iki milyon yıl içinde günberi noktasına ulaşacak.