Yıldızlar, evrimlerinin belli dönemlerinde, merkezî kısım ve merkeze yakın yerlerde çekirdek tepkimeleri ile enerji üreten, yoğun plazma hâlinde gaz kürelerdir. Enerji üretmeye devam ettikleri sürece yıldızların içerisinden dışarıya doğru olan ışınım basıncının doğurduğu kuvvetler ile dışarıdan içeriye doğru çekim kuvvetleri dengededir. Bu nedenle, enerji üreten bir yıldızın yarıçapı, uzunyıllar boyunca hemen hemen değişmeden sabit kalır.
Yıldızların merkezinde çekirdek tepkimeleri ile üretilen enerji yüzeye doğru yayılır ve yüzeyinden ışınım olarak uzaya salınır. Bir yıldızın merkezinde üretilen bir foton doğrudan doğruya yüzeye ulaşamaz. Onun yıldızın yüzeyine ulaşması, yıldızın yoğunluğuna ve büyüklüğüne bağlı olarak milyonlarca yıl sürebilir. Merkezde üretilen foton, yüzeye doğru ilerlerken milyonlarca kez soğurulur ve daha uzun dalga boyunda olmak üzere yeniden salınır. Bu da fotonun yüzeye doğru olan yolculuğunun olabildiğince uzamasına neden olur.
Güneş ışığının hepsi, yıldız yüzeyinde ince bir katman olan ve fotosfer olarak adlandırılan katmandan uzaya salınır. Fotosferin hemen üzerinde kromosfer ve en dışta ise korona bulunur. Bu iki ana katman Güneş’in atmosferini oluşturur. Fotosferin büyük ışınımı nedeniyle kromosfer ve koronanormal zamanlarda görülemez. Ancak, tam güneş tutulması sırasında Ay’ın, Güneş’i tamamen örtmesi sayesinde kromosfer ve korona çıplak gözle görülebilir hâle gelir.
Yıldızların içinde en çok bulunan element hidrojendir. Örneğin, Güneş’i oluşturan maddenin kütlece %73,4’ü hidrojen, %25’i helyum ve geriye kalan %1,6’sı ise diğer elementlerdir. Hidrojen atomu, bir proton ve onun etrafında dolanan bir elektrondan oluşur. Helyum atomu ise 2 proton ve 2 nötrondan oluşan bir çekirdeğe ve çekirdek etrafında dolanan iki elektrona sahiptir.
Proton ve nötronun kütleleri birbirine çok yakınken, elektronun kütlesi onlardan çok küçüktür. Proton pozitif, elektron negatif elektrik yüklü iken nötron yüksüzdür. Nötr bir atomda protonlar ile elektronların sayısı eşittir. Bu nedenle, normal bir atom elektrik yükü bakımından nötürdür. Ancak, bir atoma dışarıdan yeterince büyüklükte enerji verildiğinde, çekirdek etrafında dolanan elektronlar (bağlı elektron), atomdan koparılarak serbest elektron hâline gelebilir. Bu şekilde elektron kaybetmiş atomlara “iyon” denir. Hidrojen atomu yaklaşık 10 000 K sıcaklıkta iyonlaşır. Güneş’in yüzeyinde sıcaklık 6000 K civarında iken merkeze doğru gidildikçe artar ve merkezde 107K değerlerine ulaşır. Böylesine yüksek sıcaklıklarda atomlar bütün elektronlarını kaybeder. Bu nedenle, merkez bölgesindeki madde; pozitif yüklü atom çekirdekleri, negatif yüklü serbest elektronlar, protonlar ve nötronlardan oluşan, çok yoğun ve sıcak gaz plazması şeklindedir. Yüksek sıcaklık aslında çok büyük hızlar anlamına gelir (Buna örnek olarak kaynayan su içerisindeki su moleküllerinin hızlı hareketlerini verebiliriz.). Böyle yüksek hızlarda protonlar birbirleriyle çarpışarak tepkimeye girer.Burada ayrıntısına girmeyeceğimiz bir tepkime süreci sonunda dört proton birleşerek bir helyum çekirdeği oluşturur ve bu sırada bir miktar enerji açığa çıkar. Tepkimeye giren dört protonun kütleleri toplamı, ürün olarak ortaya çıkan helyum çekirdeğinin kütlesinden bir miktar büyüktür. Tepkime ile bu kütle farkına eş değer bir enerji açığa çıkmış olur. Bu enerjiyi ünlü fizikçi Einstein‘ın kütle enerji eş değerlik bağıntısı E = mc2 ile hesaplayabiliriz.
Bir gezegenin birim yüzeyine (1m2), birim zamanda (1 saniye) gelen güneş enerjisi miktarına “güneş sabiti” denir. Dünya için güneş sabiti S~ ile gösterilir. S~ =1367 W / m2’dir.
Botanik uzmanı William Herschel, ağaçların büyümesi’ni araştırmak için bir ormanı bir saat gözlemlemenin yeteceğini, çünkü ormandaki ağaçların her birinin yaşamlarının farklı dönemlerinde olduğunu söylemiştir. Astronomlar da bir yıldızın ömrünün tamamını gözlemleyemeselerde gökyüzüne baktıklarında evrimlerinin farklı evresindeki yıldızları gözlemler. Yıldızların evrimi konusunda çalışan astrofizikçiler, evrimlerinin değişik aşamalarında olan yıldızlara ilişkin gözlemler ile kuramsal modellerini karşılaştırır. Model ile gözlemler arasında uyuşmanın iyi olmaması durumunda modellerini düzelterek daha iyi uyum elde etmeye çalışır.
Teşekkür ederim.