Yulduz sahifasining manbasini koʻrish

[[Fayl:Starsinthesky.jpg|right|300px|thumb|[[Katta Magellan Buluti]]dagi yulduz yaratuvchi mintaqa. [[NASA]]/[[ESA]] surati.]]
'''Yulduz''' – [[gravitatsiya]] bilan bogʻlangan yorqin [[plazma]] shari. Hayotining oxirida yulduz shuningdek [[degenerat modda]]ni ham oʻzi ichiga olishi mumkin. [[Yer]]ga eng yaqin yulduz [[Quyosh]]dir, u Yerdagi [[energiya]]ning asosiy manbai hamdir. Boshqa yulduzlar, [[atmosfera]] hodisalari toʻsiq boʻlmasa, Yer sirtidan qoʻzgʻalmas yorugʻ nuqtalar boʻlib koʻrinadi. Tarixan [[osmon]] sferasidagi yorqin yulduzlar [[yulduz turkumi|turkum]] va [[asterizm]]larga toʻplantirilgan, eng yorqinlariga nomlar ham berilgan. [[Astronom]]lar yulduzlar haqidagi maʼlumotlarni [[zij]]larga yigʻishgan.

Hayotining kamida biror qismida yulduz yadrosidagi [[vodorod]] [[termoyadroviy reaksiya]]si energiyasi nurlanishi hisobiga charaqlaydi. [[Geliy]]dan ogʻir deyarli barcha tabiiy [[kimyoviy unsur]]lar yulduzlar nurlanishi yoki portlashidagi [[nukleosintez]] tufayli yuzaga kelgan. Astronomlar yulduz [[massa]]si, yoshi, [[metallik|kimyoviy tarkibi]] va boshqa xossalarini uning [[spektr]]i, [[yorqinlik|yorqinligi]] va fazodagi harakatini kuzatib aniqlay olishadi. Yulduz massasi uning evolutsiyasi va taqdirini belgilovchi bosh mezondir. Yulduzning boshqa xarakteristikalari uning oʻtmishi, diametri, aylanishi, harakati va harorati orqali aniqlanadi. Yulduz haroratining uning yorqinligiga nisbati jadvali yoki [[Hertzsprung–Russell diagrammasi|Gertsshprung–Rassell diagrammasi]] (H-R diagramma), yulduz yoshi va evolutsiyaviy holatini bilishga yordam beradi.

Yulduz vodoroddan iborat materiya buluti [[kollaps]]i bilan boshlanadi, unda oz miqdorda geliy va ogʻirroq unsurlar ham boʻlishi mumkin. Yulduz yadrosi yetarlicha [[zichlik|zich]] boʻla boshlaganida vodorodning bir qismi yadroviy reaksiya orqali zudlik bilan geliyga aylanadi<ref name="sunshine">{{veb manbasi
 | last = Bahcall | first = John N.
 | date = 2000-06-29
 | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
 | title = How the Sun Shines | publisher = Nobel Foundation
 | accessdate = 2006-08-30 }}</ref>. Yadrosidan tashqaridagi yulduz massasi yadrodan energiyani [[radiatsiya]] va [[konveksiya]] jarayonlari orqali sirtga olib chiqadi. Yulduzning ichki bosimi uni keyingi kollapsdan (oʻz ichiga qulab tushishdan) saqlaydi. Vodorod yoqilgʻisi tugaganida, massasi Quyosh massasining kamida 0,4<ref name="late stages">{{veb manbasi
 | last = Richmond | first = Michael
 | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 | title = Late stages of evolution for low-mass stars
 | publisher = Rochester Institute of Technology
 | accessdate = 2006-08-04 }}</ref>, boʻlgan yulduz kengayib, [[qizil gigant]]ga aylanadi, baʼzi hollarda ogʻirroq unsurlar ishlab chiqarishni boshlaydi. Keyin yulduz degenerat shaklga oʻtib, moddasining bir qismini yulduzlararo muhitga chiqaradi, bu modda u yerda ogʻir unsurlari koʻproq boʻlgan yangi yulduzlar avlodini shakllantiradi<ref>{{veb manbasi
 | url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 | title = Stellar Evolution & Death
 | publisher = NASA Observatorium
 | accessdate = 2006-06-08
 | archive-date = 2008-02-10
 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 }}</ref>.

[[Qoʻshaloq yulduz|Juft]] va koʻp-yulduzli tizimlar bir-biri bilan gravitatsiya orqali bogʻlangan va bir-birining atrofida sobit [[orbita]]larda aylanuvchi ikki yoki undan oshiq yulduzlardan iborat boʻladi. Bunday yulduzlar evolutsiyasiga ularning oʻzaro gravitatsiyasi katta taʼsir koʻrsatishi mumkin. Yulduzlar [[klaster]] yoki [[galaktika]] kabi oʻzaro gravitatsiyaviy bogʻliq yanada kattaroq tizimlar ichiga kirishi mumkin.

[[Fayl:Dibuix de Leo.png|thumb|220px|right|Odamlar qadim zamonlardan yulduzlar hosil qiladigan naqshlarni kuzatib kelishadi<ref name="forbes" />. [[Arslon (yulduz turkumi)|Arslon yulduz turkumini]] [[arslon]] shaklida tasvirlovchi ushbu rasmni 1690-yili [[Geveliy Yan|Yan Geveliy]] chizgan<ref>{{kitob manbasi
 | first=Johannis | last=Hevelius | year=1690
 | title=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia
 | location=Gdansk }}</ref>.]]
Tarixan, yulduzlar dunyo [[tamaddun]]lari uchun muhim boʻlib kelgan. Ular [[din]]iy rituallar qismi va [[astronomik navigatsiya]], yoʻl topish uchun kerak boʻlgan. Koʻpgina qadimgi astronomlar yulduzlar [[osmon sferasi]]da qoʻzgʻalmay turadi, deb ishonishgan. Astronomlar oʻzaro kelishib yulduzlarni [[yulduz turkumi|yulduz turkumlariga]] guruhlashgan va ulardan [[sayyora]]lar va Quyosh joylashuvi va harakatini aniqlashda foydalanishgan<ref name="forbes">{{kitob manbasi
 | last1=Forbes | first1=George | title=History of Astronomy
 | publisher=Watts & Co. | location=London | year=1909
 | url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172
 | isbn=1-153-62774-4 }}</ref>. Quyoshning orqa fondagi yulduzlarga va ufqqa nisbatan harakati ziroatchilikni tartibga solish uchun [[Quyosh taqvimi|taqvimlar]] yaratishda ishlatilgan<ref>{{veb manbasi | last=Tøndering | first=Claus | url=http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | title=Other ancient calendars | publisher=WebExhibits | accessdate=2006-12-10 | arxivsana=2019-11-21 | arxivurl=https://web.archive.org/web/20191121041104/http://www.webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html }}</ref>. Bugunda ishlatiladigan [[Grigoriy taqvimi]] aynan shunday Quyosh taqvimlaridan biridir, u Yer aylanish oʻqi burchagining Quyoshga nisbatiga asoslangan.

Eng qadimiy batartib [[zij|yulduz jadvali]] eramizdan avvalgi [[1534-yil]]i [[Misr astronomiyasi]]da paydo boʻlgan<ref>{{jurnal manbasi
 | last=von Spaeth | first=Ove
 | title=Dating the Oldest Egyptian Star Map
 | journal=Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology
 | year=2000 | volume=42 | issue=3 | pages=159–179
 | url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
 | accessdate=2007-10-21 }}</ref>. Oʻsha jadvalga zamondosh [[Bobil zijlari|Bobil jadvali]] [[Mesopotamiya]]da eradan avvalgi taxminan 1531–1155-yillarda tayyorlangan<ref name="north 1995 30 31">{{kitob manbasi
 | last=North | first=John | year=1995
 | title=The Norton History of Astronomy and Cosmology
 | location=New York and London | pages=30–31
 | publisher=W.W. Norton & Company | isbn=0-393-03656-1 }}</ref>.

Ilk [[Yunon astronomiyasi|yunon]] [[yulduz katalogi]] eradan avvalgi 300-yillarda [[Aristill]] va [[Timoxaris]] tomonidan yaratilgan<ref>{{kitob manbasi
 | last=Murdin | first=P. | year=2000 | month=November
 | chapter=Aristillus (c. 200 BC)
 | doi=10.1888/0333750888/3440
 | title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics 
 | bibcode=2000eaa..bookE3440
 | isbn=0-333-75088-8 }}</ref> [[Hipparx]] yulduz katalogi (eramizdan avvalgi II asr) 1020 ta yulduzni ichiga olib, [[Ptolemey]] yulduz katalogini yigʻishda ishlatilgan<ref>{{kitob manbasi
 | first=Gerd | last=Grasshoff | year=1990
 | title=The history of Ptolemy's star catalogue
 | url=https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras | publisher=Springer | pages=[https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras/page/n18 1]–5 | isbn=0-387-97181-5 }}</ref>. Hipparx shuningdek birinchi boʻlib [[yangi yulduz]]ni kash etgan<ref>{{veb manbasi
 | first=Antonios D. | last=Pinotsis
 | title=Astronomy in Ancient Rhodes
 | publisher=Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens | url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html
 | accessdate=2009-06-02 }}</ref>. Aksariyat yulduzlar va turkumlarning bugungi nomlari yunon astronomiyasidan keladi.

Osmonning oʻzgarmasligi haqidagi fikrlarga qaramay, [[Xitoy astronomiyasi|Xitoy astronomlari]] yangi yulduzlar paydo boʻlishidan boxabar edilar<ref name="clark">{{cite conference
 | last1=Clark | first1=D. H. | last2=Stephenson | first2=F. R.
 | title=The Historical Supernovae
 | booktitle=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
 | pages=355–370
 | publisher=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 | date=29-iyun 1981-yil | location=Cambridge, England
 | bibcode=1982sscr.conf..355C
}}</ref>. Eramizning 185-yilida ular birinchi boʻlib, hozirda [[SN185]] nomi bilan ataladigan [[oʻta yangi yulduz|supernova]] haqida kuzatuv qaydlarini yozib qoldirishdi<ref>{{jurnal manbasi
 | last1=Zhao | first1=Fu-Yuan | last2=Strom | first2=R. G. | last3=Jiang | first3=Shi-Yang
 | title=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
 | journal=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
 | year=2006 | volume=6 | issue=5 | pages=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 |bibcode = 2006ChJAA...6..635Z  | issn=1009-9271}}</ref>. Tarixdagi eng yorqin yulduz hodisasi 1006-yili misrlik [[Ali ibn Ridvon]] va baʼzi xitoy astronomlar tomonidan kuzatilgan [[SN 1006]] supernovasi edi<ref>{{veb manbasi
 | date=5-mart 2003-yil
 | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | title=Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star
 | publisher=NAOA News
 | accessdate=2006-06-08
 | archivedate=2003-04-02
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20030402121341/http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20200512190611/https://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html |date=2020-05-12 }}</ref>. [[Qisqichbaqa tumanligi]]ga asos boʻlgan [[SN 1054]] supernovasi ham xitoy va musulmon astronomlar tomonidan kuzatilgan edi<ref name="SN1054">{{veb manbasi
 | last1=Frommert | first1=Hartmut | last2=Kronberg | first2=Christine
 | date=30-avgust 2006-yil | work=SEDS
 | publisher=University of Arizona
 | title=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula
 | url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html
}}</ref><ref name="PASP1942">{{jurnal manbasi
 | last=Duyvendak | first=J. J. L.
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=91–94
 | month=April | year=1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
 | doi=10.1086/125409 }}<br />
{{jurnal manbasi
 | last=Mayall | first=N. U. | last2=Oort |first2=Jan Hendrik
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=95–104 | month=April
 | year=1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
 | doi=10.1086/125410
}}</ref><ref>{{jurnal manbasi | display-authors=1
 | last1=Brecher | first1=K. | last2=Fesen | first2=R. A.
 | last3=Maran | first3=S. P. | last4=Brandt | first4=J. C. | year=1983
 | title=Ancient records and the Crab Nebula supernova
 | journal=The Observatory | volume=103 | pages=106–113
 | bibcode=1983Obs...103..106B }}</ref>.

[[Oʻrta Asrlar islom astronomiyasi|Oʻrta Asrlardagi musulmon astronomlar]] yulduzlarga shu kunda hamon ishlatiladigan [[Arabcha yulduz nomlari roʻyxati|nomlar]] berishgan, yulduzlar joylashuvini hisoblash uchun asboblar ixtiro etishgan. Ular ilk katta [[rasadxona]]lar qurib, [[zij]]lar yigʻishgan<ref>{{jurnal manbasi
 |last=Kennedy |first=Edward S. |year=1962
 |title=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili
 |journal=[[Isis (journal)|Isis]] |volume=53
 |issue=2 |pages=237–239 |doi=10.1086/349558 }}</ref>. Bular orasiga yulduzlar, klasterlar (jumladan, [[Omicron Velorum]] va [[Brocchi klasteri]]) va [[galaktika]]larni (jumladan, [[Andromeda galaktikasi]]) kuzatgan [[forslar|fors]] astronomi [[Abdulrahmon al-Soʻfiy]] yozgan ''[[Qoʻzgʻalmas yulduzlar kitobi]]'' (964) kiradi<ref name=Jones>{{kitob manbasi
 | title=Messier's nebulae and star clusters
 | url=http://books.google.cz/books?id=IuhLR35I9QUC&pg=&dq#v=onepage&q=&f
 | first=Kenneth Glyn | last=Jones
 | publisher=[[Cambridge University Press]]
 | year=1991 | isbn=0-521-37079-5 | page=1 }}</ref>. A. Zahoor yozishicha, XI asrda [[xorazm]]lik [[Abu Rayhon Beruniy]] [[Somon Yoʻli]]ni [[tumanlik]] xususiyatlariga ega yulduzlardan iborat qilib tasvirlagan hamda 1019-yilgi [[oy toʻsilishi]] paytida yulduzlar [[kenglik|kengligini]] yozib qoldirgan<ref>{{veb manbasi
 | last=Zahoor
 | first=A.
 | year=1997
 | url=http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | archivedate=2008-06-26
 | title=Al-Biruni
 | publisher=Hasanuddin University
 | accessdate=2007-10-21
 }}</ref>.

[[Josep Puig]] yozishicha, [[Al-Andalus]]lik astronom [[Ibn Bajja]] 1106–1107-yillardagi [[Yupiter]] va [[Mars]] [[roʻpara turish]]ini kuzatib, Somon Yoʻli bir-biriga deyarli tegib turadigan, nuri oy ostidagi materialdan [[refraksiya|qaytgani]] uchun yaxlit koʻrinadigan yulduzlardan tashkil topgani haqidagi fikrni oʻrtaga tashlagan<ref name=Montada>{{veb manbasi
 | first=Josep Puig | last=Montada
 | title=Ibn Bajja | publisher=[[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
 | url= http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
 | date=28-sentabr 2007-yil | accessdate=2008-07-11 }}</ref>.
[[Fayl:Sidney Hall - Urania's Mirror - Gloria Frederici, Andromeda, and Triangula.jpg|thumb|Ushbu rasmda [[Andromeda (yulduz turkumi)|Andromeda]] ''Urania koʻzgusi'' sifatida tasvirlangan. London, 1825]]
[[Tycho Brahe]] kabi erta [[yevropa]]lik astronomlar tungi osmonda yangi yulduzlarni (ularga ''novae'' nomini berishgan) koʻrib, samo oʻzgarmas emasligi haqidagi fikrni taklif etishgan. 1584-yili [[Giordano Bruno|Jordano Bruno]] yulduzlar Quyosh kabi ekanligi, atrofida Yer kabi [[ekzosayyora|boshqa sayyoralar]] aylanishi mumkinligi haqida yozgan<ref name="he history">{{veb manbasi
 | last=Drake | first=Stephen A. | date=17-avgust 2006-yil
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
 | title=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
 | publisher=NASA HEASARC | accessdate=2006-08-24
}}</ref>, bu fikr ungacha [[yunon falsafasi|yunon faylasuflari]] [[Demokrit]] va [[Epikur]]<ref>{{veb manbasi | first1=Peter | last1=Greskovic | first2=Peter | last2=Rudy | date=24-iyul 2006-yil | url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | title=Exoplanets | publisher=ESO | accessdate=2012-06-15 | archivedate=2008-10-10 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20081010140635/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20081010140635/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ |date=2008-10-10 }}</ref>, hamda [[islom kosmologiyasi|islom kosmologlari]]<ref>{{jurnal manbasi
 | title=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization
 | first=I. A. | last=Ahmad | journal=Vistas in Astronomy
 | volume=39 | issue=4 | year=1995
 | pages=395–403 [402]
 | doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X |bibcode = 1995VA.....39..395A }}</ref>, (jumladan [[Faxr al-Din al-Roziy]])<ref name=Setia>{{jurnal manbasi | title=Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey | first=Adi | last=Setia | journal=Islam & Science | volume=2 | year=2004 | url=http://findarticles.com/p/articles/mi_m0QYQ/is_2_2/ai_n9532826/ | accessdate=2010-03-02 | archiveurl=https://archive.today/20120710164222/http://findarticles.com/p/articles/mi_m0QYQ/is_2_2/ai_n9532826/ | archivedate=2012-07-10 | seperator= }}</ref>, tomonidan oʻrtaga tashlangandi. XVII asrga kelib, yulduzlar Quyosh kabi ekanliklari haqidagi taxmin astronomlar [[konsensus]]iga yaqinlashayotgan edi. Nega bu yulduzlar Quyosh tizimiga sezilarli gravitatsiyaviy taʼsir etmasligini izohlash uchun [[Isaak Nyuton]] yulduzlar barcha yoʻnalishda teng tarqalgan, deb taxmin qilgan, bu taxminni [[teologiya|teolog]] [[Richard Bentley|Richard Bentli]] maʼqullagan<ref>{{veb manbasi
 | last=Hoskin | first=Michael | year=1998
 | url=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html
 | title=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy
 | publisher=Space Telescope Science Institute
 | accessdate=2006-08-24 }}</ref>.

Italyan astronomi [[Geminiano Montanari|Jeminiano Montanari]] 1667-yili [[Algol]] yulduzi yorqinligi oʻzgarishini kuzatgani haqida yozgan. [[Galley Edmund|Edmund Galley]] bir juft „qoʻzgʻalmas“ yulduzlarning harakatini oʻlchab, ularning joylashuvi [[Ptolemey]] va [[Gipparx]] zamonidan beri oʻzgarganini namoyish etdi. Yulduzgacha masofani birinchi marta [[Friedrich Bessel|Fridrich Bessel]] 1838-yili [[parallaks]] uslubi bilan hisobladi ([[Oqqush 61]], 11,4 [[yorugʻlik yili]] uzoqlikda). Parallaks oʻlchovlari yulduzlarning bir-biridan juda uzoqda tarqalganligini koʻrsatdi<ref name="he history" />.

[[William Herschel|Uilyam Gershel]] osmondagi yulduzlar tarqalish miqyosini aniqlashga uringan birinchi astronom edi. 1780-yillarda u 600 ta yoʻnalishda oʻlchovlarni amalga oshirib, har bir yoʻnalishda nechta yulduz borligini sanagan. Bundan kelib chiqib u yulduzlar soni Somon Yoʻli [[galaktika yadrosi|markazi]] tomon keskin oshib borishi xulosasiga kelgan. Uning oʻgʻli [[John Herschel|Jon Gershel]] shu tadqiqotni janubiy yarimsharda takrorlab, yana shu xulosaga kelgan<ref>{{jurnal manbasi
 | last=Proctor | first=Richard A.
 | title=Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature
 | year=1870 | pages=331–333
 | url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M
 | issue=13
 | doi=10.1038/001331a0 | volume=1 |bibcode = 1870Natur...1..331P }}</ref>. [[William Herschel|Uilyam Gershel]] shuningdek baʼzi yulduzlar juftlik hosil qilishini aniqlagan.

[[Yulduz spektroskopiyasi]] faniga [[Joseph von Fraunhofer|Josef fon Fraunhofer]] va [[Angelo Secchi|Anjelo Sekki]] asos solishgan. Ular [[Sirius]] va boshqa yulduzlarning [[spektr]]larini Quyoshniki bilan solishtirib, [[spektral chiziq|yutilish chiziqlaridagi]] farqlarni aniqlashdi, bu qora chiziqlar spetsifik chastotalar yutilishini koʻrsatadi. 1865-yili Secchi yulduzlarni [[yulduz tasnifi|spektrlariga koʻra sinflarga]] ajratishni boshladi<ref>{{veb manbasi
 | last=MacDonnell
 | first=Joseph
 | url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 | title=Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics
 | publisher=[[Fairfield University]]
 | accessdate=2006-10-02
 | archive-date=2011-07-21
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 }}</ref>. Biroq zamonaviy yulduz tasniflash 1900-yillarda [[Annie Jump Cannon|Enni J. Kannon]] tomonidan boshlangan.

XIX asr davomida qoʻshaloq yulduzlarni kuzatish ahamiyati oshib bordi. 1834-yili Fridrix Bessel Sirius oʻz harakatini kuzatib, uning yashirin yoʻldoshi borligi haqida taxmin qildi. [[Edward Charles Pickering|Edvard Pikering]] 1899-yili [[Mizar]] yulduzi spektr chiziqlarining 104 kunlik davr bilan boʻlinishini kuzatib, birinchi [[spektral-qoʻshaloq yulduz]]ni ochdi. Koʻpgina qoʻshaloq yulduz tizimlari haqida kuzatuvlar [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve|Uilyam Struv]] va [[Sherburne Wesley Burnham|S. U. Byornem]] kabi astronomlar tomonidan yigʻilib, yulduzlar massasini [[orbital unsurlar]]ni hisoblash orqali aniqlash imkonini berdi. Qoʻshaloq yulduzlar orbitasini [[teleskop]] kuzatuvlaridan chiqarish muammosini birinchi boʻlib Felix Savary 1827-yili hal qildi<ref>{{kitob manbasi
 | first=Robert G. | last=Aitken | title=The Binary Stars | page=66
 | publisher=Dover Publications Inc. | location=New York
 | year=1964 | isbn=0-486-61102-7 }}</ref>.
Yigirmanchi asrda yulduzlarni ilmiy oʻrganish keskin rivojlandi. [[Fotografiya]] astronomiyaning muhim quroliga aylandi. [[Karl Schwarzschild|Karl Shvartsshild]] yulduz [[rang]]i, demakki uning [[harorat]]i uning [[yulduz kattaligi]]ni [[fotografik yulduz kattaligi|fotografik kattalagiga]] solishtirish orqali aniqlanishi mumkinligini kashf qildi. [[Fotoelektr]]ik [[fotometr]] yaratilishi turli toʻlqin uzunliklari intervallarida yulduz kattaliklarini aniq oʻlchash imkonini berdi. 1921-yili [[Albert Abraham Michelson|Albert A. Mishelson]] [[Mount Wilson|Xuker teleskopi]]da [[interferometr]] ishlatib, yulduz diametrini birinchi boʻlib oʻlchadi<ref>{{jurnal manbasi
 | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G.
 | title=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
 | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1921-05_53_4/page/249 | journal=Astrophysical Journal | year=1921 | volume=53 | pages=249–259
 | bibcode=1921ApJ....53..249M | doi = 10.1086/142603
}}</ref>.

Yulduzlarning fizik tuzilishi haqidagi muhim konseptual ishlar XX asr birinchi yarmidan boshlandi. 1913-yili Gertsshprung–Rassel diagrammasi yaratilib, yulduzlar [[astrofizika]]si olgʻa siljidi. Yulduzlar ichki tuzilishi va evolutsiyasini tushuntiruvchi muvaffaqiyatli modellar ishlab chiqildi. Yulduzlar spektri ham [[kvant mexanikasi|kvant fizikasidagi]] rivojlanish tufayli muvaffaqiyatli izohlandi. Natijada yulduzlar atmosferasi kimyoviy tarkibini aniqlash imkoni paydo boʻldi<ref name="new cosmos">{{kitob manbasi
 | last1=Unsöld | first1=Albrecht | title=The New Cosmos
 | publisher=Springer | location=New York
 | year=2001 | edition=5th | pages=180–185, 215–216
 | isbn=3-540-67877-8 }}</ref>.

Oʻta yangi yulduzlarni hisobga olmaganda, alohida yulduzlar asosan [[galaktika]]larning [[mahalliy guruh]]imizda<ref>e. g. {{jurnal manbasi
 | last1=Battinelli | first1=Paolo | last2=Demers | first2=Serge
 | last3=Letarte | first3=Bruno
 | title=Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31
 | url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2003-03_125_3/page/1298 | journal=The Astronomical Journal
 | year=2003 | volume=125 | issue=3 | pages=1298–1308
 | bibcode=2003AJ....125.1298B | doi = 10.1086/346274
}}</ref>, xususan Somon Yoʻlimizda kuzatilgan<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission
 | publisher=ESA | date=8-dekabr 1997-yil
 | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa
 | accessdate=2007-08-05 }}</ref>. Lekin ayrim yulduzlar Yerdan 100 million yorugʻlik yili uzoqlikdagi [[Boshoq klasteri]]dagi M100 galaktikasida kuzatilgan<ref>{{veb manbasi
 | last1=Villard
 | first1=Ray
 | last2=Freedman
 | first2=Wendy L.
 | date=26-oktabr 1994-yil
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
 | title=Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet
 | publisher=Hubble Site
 | accessdate=2007-08-05
 | archive-date=2016-07-06
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20160706140607/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
 }}</ref>. [[Mahalliy superklaster]]da yulduz toʻplamlarini kuzatish mumkin, zamonaviy teleskoplar millionlab yorugʻlik yili uzoqlikdagi alohida yulduzlarni kuzata oladi<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe
 | publisher=Hubble Site
 | date=25-may 1999-yil
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/
 | accessdate=2007-08-02
 | archivedate=2016-12-19
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20161219184540/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/
 }}</ref>. (masalan, [[Sefeida]]). Biroq mahalliy superklasterdan tashqarida na alohida, na toʻplam yulduzlar kuzatilgan. Yagona istisno bir milliard yorugʻlik yili masofadagi yuz minglab yigʻilgan ulkan yulduz toʻplamining xira tasviridir<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.
 | publisher=UBC Public Affairs
 | date=8-yanvar 2007-yil
 | url=http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
 | accessdate=2007-08-02
 | seperator=
 | archivedate=2013-07-27
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20130727073001/http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
 | access-date=2012-09-11
 | archive-date=2013-07-27
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20130727073001/http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
 | url-status=dead
 }}</ref>.

== Nomlanishi ==
{{Main|Yulduzlar nomenklaturasi}}
Yulduz turkumlari haqida tushuncha [[Bobil]] davridayoq mavjud edi. Qadimgi osmon kuzatuvchilar yulduzlar joylashuvini naqshlar shaklida tasavvur qilib, bu chizgilarni oʻzlarining asotirlariga yoʻyishar edilar. Bu naqshlarning oʻn ikkitasi [[ekliptika]] tasmasida yotib, [[astrologiya]]ga asos boʻldi<ref name=koch95>{{kitob manbasi | last1=Koch-Westenholz | first1=Ulla | last2=Koch | first2=Ulla Susanne | year=1995 | title=Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination | page=163 | volume=19 | series=Carsten Niebuhr Institute Publications | publisher=Museum Tusculanum Press | isbn=87-7289-287-0 }}</ref>. Koʻp yaqqol yulduzlarga [[arab tili|arabcha]] yo [[lotin tili|lotincha]] alohida nomlar ham berilgan edi.

Nafaqat tayinli yulduz turkumlari va Quyoshning oʻzi, balki yulduzlar umuman oʻz [[mifologiya|asotirlariga]] ega<ref name="mythology">{{veb manbasi
 | last = Coleman | first = Leslie S
 | url = http://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/
 | title = Myths, Legends and Lore
 | publisher = Frosty Drew Observatory
 | accessdate = 2012-06-15 }}</ref>. [[Qadimgi yunon dini|Qadimgi yunonlarga]] baʼzi „yulduzlar“ (aslida [[sayyora]]lar) turli muhim ilohlarni namoyon etardi, ular shu qarashlardan kelib chiqib osmon jismlariga [[Merkuriy]], [[Venera (sayyora)|Venera]], [[Mars]], [[Yupiter]] va [[Saturn]] nomlarini berishgan<ref name="mythology" />. [[Uran (sayyora)|Uran]] va [[Neptun]] ham [[Yunon mifologiyasi|yunon]] va [[Rim mifologiyasi|Rim xudolari]] nomlaridir, biroq bu sayyoralar u paytlarda maʼlum boʻlmay, keyinchalik ochilgan.

1600-yillarda yulduz turkumlari nomlari osmonning tegishli hududlaridagi yulduzlarni nomlashda ishlatildi. Olmon astronomi [[Johann Bayer|Iogann Bayer]] qator yulduz xaritalarini yaratib, har bir yulduz turkumidagi yulduzlarni [[Bayer belgilashi|belgilash]] uchun yunon harflarini ishlatdi. Keyinroq yulduzning [[oʻng ochilish]]iga asoslangan raqamli tizim ixtiro etilib, [[John Flamsteed|Jon Flamstid]]'ning ''"Historia coelestis Britannica"'' (1712) kitobidagi yulduz katalogiga qoʻshildi va bu tizim ''[[Flamsteed belgilashi]]'' yoki ''Flamsteed raqamlashi'' deb atala boshlandi<ref>{{veb manbasi
 | url = http://www.iau.org/public/naming/ | title = Naming Astronomical Objects
 | publisher = [[International Astronomical Union]] (IAU)
 | accessdate = 2009-01-30 }}</ref><ref>{{veb manbasi
 | url = http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html | title = Naming Stars
 | publisher = [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS)
 | accessdate = 2009-01-30 }}</ref>.

[[Fazo huquqi]] ostida osmon jismlarini nomlash vakolatiga ega yagona organ [[Xalqaro Astronomiya Ittifoqi]]dir (XAI)<ref name=space_law09>{{kitob manbasi | last1=Lyall | first1=Francis | last2=Larsen | first2=Paul B. | title=Space Law: A Treatise | url=https://archive.org/details/spacelaw00lyal | page=[https://archive.org/details/spacelaw00lyal/page/n190 176] | publisher=Ashgate Publishing, Ltd | year=2009 | isbn=0-7546-4390-5 | chapter=Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies }}</ref>. Qator xususiy shirkatlar yulduz nomlarini sotishadi, bu [[Britaniya kutubxonasi]] tomonidan tartibga solinmagan tijorat, deb atalgan
<ref name=astrometry05>{{veb manbasi | title=Star naming | year=2005 | publisher=Scientia Astrophysical Organization. | url=http://www.astrometry.org/starnaming.php | accessdate=2010-06-29 | archivedate=2015-10-18 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20151018221740/http://www.astrometry.org/starnaming.php }}</ref>
<ref name=bl_disclaimer>{{veb manbasi | title=Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises | work=British Library | publisher=The British Library Board | url=http://www.bl.uk/names.html | accessdate=2010-06-29 | archive-date=2010-01-19 | archive-url=https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html }}</ref>. Biroq XAI oʻzini bunday tijoratdan uzoq tutadi, bu nomlarni XAI na tan oladi, na ishlatadi
<ref name=andersen10>{{veb manbasi | first=Johannes | last=Andersen | title=Buying Stars and Star Names | publisher=International Astronomical Union | url=http://www.iau.org/public/buying_star_names/ | accessdate=2010-06-24 }}</ref>. Oʻzboshimchalik bilan osmon jismlariga nom berish va bu nomlarni „rasmiy“ deb sotish firibgarlikdir
<ref name=si30_5>{{jurnal manbasi | first=Phil | last=Pliat | title=Name Dropping: Want to Be a Star? | journal=Skeptical Inquirer | volume=30.5 | date=September/October 2006 | url=http://www.csicop.org/si/show/name_dropping_want_to_be_a_star/ | accessdate=2010-06-29 }}</ref>
<ref name=sd19980401>{{veb manbasi | last=Adams | first=Cecil | date=1-aprel 1998-yil | title=Can you pay $35 to get a star named after you? | url=http://www.straightdope.com/columns/read/826/can-you-pay-35-to-get-a-star-named-after-you | publisher=The Straight Dope | accessdate=2006-08-13 }}</ref>
<ref name=golden_faflick82>{{yangiliklar manbasi | last1=Golden | first1=Frederick | last2=Faflick | first2=Philip | date=11-yanvar 1982-yil | title=Science: Stellar Idea or Cosmic Scam? | work=Times Magazine | publisher=Time Inc. | url=http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html | accessdate=2010-06-24 | seperator= | archivedate=2013-08-25 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20130825182125/http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html | access-date=2012-09-13 | archive-date=2013-08-25 | archive-url=https://web.archive.org/web/20130825182125/http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html }}</ref>
<ref name=di_justo20011226>{{yangiliklar manbasi | first=Patrick | last=Di Justo | date=26-dekabr 2001-yil | title=Buy a Star, But It's Not Yours | work=Wired | publisher=Condé Nast Digital | url=http://www.wired.com/techbiz/media/news/2001/12/49345 | accessdate=2010-06-29 | archiveurl=https://archive.today/20121209015923/http://www.wired.com/techbiz/media/news/2001/12/49345 | archivedate=2012-12-09 }}</ref>.

== Oʻlchov birliklari ==
Yulduz parametrlarini [[SI]] yoki [[SGS]] birliklari orqali ifoda etish mumkin boʻlsa-da, massa, yorqinlik va [[radius]]larni Quyosh xarakteristikalariga asoslanib ifodalash qulayroqdir:

: {|
| [[Quyosh massasi]]:
| ''M''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|1.9891 × 10<sup>30</sup> [[kilogram|kg]]}}<ref name="constants">{{jurnal manbasi
 | last1=Sackmann | first1=I.-J. | last2=Boothroyd | first2=A. I.
 | title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2003 | volume=583
 | issue=2 | pages=1024–1039 | bibcode=2003ApJ...583.1024S
 | doi=10.1086/345408 |arxiv = astro-ph/0210128 }}</ref>
|-
| [[Quyosh yorqinligi]]:
| ''L''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|3.827 × 10<sup>26</sup> [[vatt]]}}<ref name="constants" />
|-
| [[Quyosh radiusi]]:
| ''R''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|6.960 × 10<sup>8</sup> [[Metr|m]]}}<ref>{{jurnal manbasi
 | last1=Tripathy | first1=S. C. | last2=Antia | first2=H. M.
 | title=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius
 | journal=Solar Physics | year=1999
 | volume=186 | issue=1/2 | pages=1–11
 | bibcode=1999SoPh..186....1T | doi = 10.1023/A:1005116830445
}}</ref>
|}

Qizil gigant radiusi yoki qoʻshaloq yulduz [[katta yarim oʻq]]i kabi katta uzunliklar odatda [[astronomik birlik]] (AB) – Yer va Quyosh orasidagi oʻrtacha masofa (150 million km) orqali ifodalanadi.

== Shakllanishi va evolutsiyasi ==
{{Main|Yulduz evolutsiyasi}}
Yulduzlar [[yulduzlararo muhit]]dagi yuqori zichlikli keng mintaqalarda shakllanadi, biroq bu zichlik hamon yerdagi [[vakuum kamerasi]] ichidagi muhitdan siyrakroqdir. Ushbu mintaqalar ''[[molekular bulut]]lar'' deyiladi, ular asosan vodorod, 23-28% geliy va oz miqdorda ogʻirroq unsurlardan iborat boʻladi. Yulduz hosil qiluvchi shunday mintaqaga [[Orion tumanligi]] misoldir<ref>
{{jurnal manbasi
 | last=Woodward | first=P. R.
 | title=Theoretical models of star formation
 | journal=Annual review of astronomy and astrophysics
 | year=1978 | volume=16
 | issue=1 | pages=555–584 | doi = 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
 | bibcode=1978ARA&A..16..555W
}}</ref>. Bunday molekular bulutlardan massiv yulduzlar shakllanar ekan, ular bu bulutlarni kuchli yoritadi. Ular shuningdek vodorodni [[ion]]latib, [[H II mintaqa]] yaratadi.

=== Protoyulduz shakllanishi ===
{{Main|Yulduz shakllanishi}}
Yulduz shakllanishi molekular bulutdagi massiv yulduz portlashlari, turli molekular bulutlar yoki galaktikalar toʻqnashuvi tufayli yuzaga kelgan gravitatsiyaviy beqarorlik bilan boshlanadi. Mintaqa [[gravitatsiyaviy beqarorlik]] kriteriyini qoniqtiruvchi zichlikka yetganida, u oʻz gravitatsiyaviy kuchi ostida siqila boshlaydi<ref>{{kitob manbasi
 | first=Michael David | last=Smith | year=2004
 | title=The Origin of Stars | url=https://archive.org/details/originstars00smit | publisher=Imperial College Press
 | isbn=1-86094-501-5 | pages=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n70 57]–68 }}</ref>.
[[Fayl:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|right|300px|Rassom tasavvurida zich [[molekular bulut]] ichida yulduz tugʻilishi. ''NASA rasmi'']]

Bulut siqilar ekan, zich chang va gaz yigʻmalari [[globula]]larni hosil qiladi. Globula ham siqilib, zichlik oshgach, gravitatsiyaviy energiya issiqlikka aylanib, harorat koʻtariladi. Protoyulduz buluti barqaror [[gidrostatik muvozanat]]ga yetgach, bulut markazida [[protoyulduz]] shakllanadi<ref>{{veb manbasi
 | last = Seligman
 | first = Courtney
 | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archivedate = 2008-06-23
 | title = Slow Contraction of Protostellar Cloud
 | work = Self-published
 | accessdate = 2006-09-05
 }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm |date=2008-06-23 }}</ref>. Ushbu [[bosh ketma-ketlikkacha yulduz]]lar koʻpincha [[protosayyoraviy disk]] bilan oʻralgan boʻladi. Gravitatsiyaviy siqilish davri 10-15 million yil davom etadi.

Massasi 2 Quyosh massasidan kam erta yulduzlar [[T Tauri yulduzi|T Tauri]], bundan oshiq massalilari esa [[Herbig Ae/Be yulduzlari]] deyiladi. Ushbu yangi tugʻilgan yulduzlar ularning aylanish oʻqlari boʻylab gaz oqimlarini chiqaradi, bu oqimlar siqilayotgan yulduz [[burchak momenti]]ni kamaytirishi va [[Herbig-Haro obyektlari]] deb nomlangan kichik tumanliklarni keltirib chiqarishi mumkin<ref>{{cite conference
 | last1=Bally | first1=J. | last2=Morse | first2=J.
 | last3=Reipurth | first3=B. | year = 1996
 | title=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 | booktitle = Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 | editor1-last=Benvenuti | editor1-first=Piero
 | editor2-first=F. D. | editor2-last=Macchetto
 | editor3-first=Ethan J. | editor3-last=Schreier
 | publisher=Space Telescope Science Institute | page=491
 | bibcode=1996swhs.conf..491B
}}</ref><ref name=smith04>{{kitob manbasi
 | first=Michael David | last=Smith
 | title=The origin of stars | url=https://archive.org/details/originstars00smit | page=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n189 176] | year=2004
 | isbn=1-86094-501-5
 | publisher=Imperial College Press
 | unused_data=publisherImperial College Press
}}</ref>. Ushbu oqimlar, yaqin yulduzlar nurlanishi bilan birga, ichida yulduz shakllangan bulutni tarqatib yuborishi mumkin<ref>{{yangiliklar manbasi
 | first=Tom | last=Megeath | date=11-may 2010-yil
 | title=Herschel finds a hole in space
 | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html
 | publisher=ESA | accessdate=2010-05-17 }}</ref>.

=== Bosh ketma-ketlik ===
{{Main|Bosh ketma-ketlik}}
Yulduzlar hayotlarining 90% vaqtini yadroga yaqin yuqori harorat va bosimli reaksiyalarda vodoroddan geliy sintezlash bilan oʻtkazadi. Bunday yulduzlar [[bosh ketma-ketlik]] degan sohada joy olib, mitti yulduzlar, deb nomlanadi. Nol yoshli bosh ketma-ketlikdan boshlab yulduz yadrosidagi geliy nisbati davomli oshib boradi. Natijada, yadrodagi sintez surʼatini ushlab turish uchun, yulduz harorat va yorqinlikda asta-sekin oʻsib boradi<ref>{{jurnal manbasi | display-authors=1
 | last1=Mengel | first1=J. G. | last2=Demarque | first2=P.
 | last3=Sweigart | first3=A. V. | last4=Gross | first4=P. G.
 | title=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | year=1979 | volume=40 | pages=733–791
 | bibcode=1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603
}}</ref>.masalan, Quyosh bundan 4,6 milliard yil avval bosh ketma-ketlikka yetganidan soʻng yorqinligini 40% ga oshirgani hisoblangan<ref name=sun_future />.

Har bir yulduz [[yulduz shamoli|zarrachalar shamolini]] chiqarib, fazoga uzluksiz ravishda gaz sepadi. Aksariyat yulduzlar uchun bunday yoʻqotiladigan massa ahamiyatsiz. Quyosh yiliga massasining 10<sup>−14</sup> qismini<ref>{{jurnal manbasi | display-authors=1
 | last1=Wood | first1=B. E. | last2=Müller | first2=H.-R.
 | last3=Zank | first3=G. P. | last4=Linsky | first4=J. L.
 | title=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2002
 | volume=574 | issue=1 | pages=412–425
| doi = 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W
|arxiv = astro-ph/0203437 }}</ref>, butun hayoti davomida esa 0.01% massasini yoʻqotadi. Biroq juda katta massali yulduzlar yiliga 10<sup>−7</sup> dan 10<sup>−5</sup> gacha quyosh massasini yoʻqotishi mumkin, bu ularning evolutsiyasiga jiddiy taʼsir etadi<ref>{{jurnal manbasi
 | last1=de Loore | first1=C. | last2=de Greve | first2=J. P.
 | last3=Lamers | first3=H. J. G. L. M.
 | title=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind
 | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61
 | issue=2 | pages=251–259
 | bibcode=1977A&A....61..251D }}</ref>. Massasi Quyoshnikidan 50 va undan ortiq marta koʻp yulduzlar bosh ketma-ketlik paytida massasining yarmidan koʻpini yoʻqotishi mumkin<ref>{{veb manbasi
 | url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
 | title = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
 | publisher = Royal Greenwich Observatory
 | accessdate = 2006-09-07
 | archivedate = 2012-06-03
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20120603160705/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
 }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20120603160705/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun |date=2012-06-03 }}</ref>.

[[Fayl:H-R diagram -edited-3-uz.png|right|thumb|360px|Quyoshni oʻz ichiga oladigan yulduzlar toʻplami uchun [[Hertzsprung–Russell diagrammasi|Gertsshprung–Rassel diagrammasi]]ga misol.]]
Yulduzning bosh ketma-ketlikda boʻlish vaqti asosan u sintez qila oladigan yoqilgʻi miqdori va sintez tezligiga, yaʼni uning boshlangʻich massasi va yorqinligiga mutanosib. Quyosh uchun bajarilgan hisob-kitob 10<sup>10</sup> yillik davrni koʻrsatadi. Katta yulduzlar oʻz yoqilgʻilarini tezlikda yoqib, qisqa umr koʻrishadi. Kichik yulduzlar ([[qizil mitti]]lar) yoqilgʻilarini juda sekin yoqib, oʻnlab, yuzlab milliard yil yashaydilar. Hayotining oxirida ular shunchaki xiralashib boradilar<ref name="late stages" />. Bunday yulduzlarning yashash davri [[olam]] yoshidan (13,7 milliard yil) katta boʻlgani uchun massasi Quyoshnikining 85% idan kam yulduzlar<ref name="saomainseq">{{veb manbasi | title=Main Sequence Lifetime | url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime | work=Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy | publisher=Swinburne University of Technology }}</ref>, jumladan barcha qizil mittilar hali bosh ketma-ketlik oxiriga yetib bormagan.

Yulduzlar evolutsiyasida massadan tashqari geliydan ogʻirroq unsurlar ulushi ham muhim rol oʻynashi mumkin. Astronomiyada geliydan ogʻirroq barcha unsurlar „metall“ hisoblanadi va ushbu unsurlarning kimyoviy [[konsentratsiya]]siga [[metallik]] deyiladi. Metallik yulduz yoqilgʻisini yoqish vaqtiga taʼsir etishi, magnit maydonlari shakllanishini nazorat qilishi<ref>{{jurnal manbasi
 | display-authors=1
 | last1=Pizzolato | first1=N. | last2=Ventura | first2=P.
 | last3=D'Antona | first3=F. | last4=Maggio | first4=A.
 | last5=Micela | first5=G. | last6=Sciortino | first6=S.
 | title=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | year=2001 | volume=373
 | issue=2 | pages=597–607
 | doi=10.1051/0004-6361:20010626
| bibcode=2001A&A...373..597P}}</ref> va yulduz shamoli kuchini oʻzgartirishi mumkin<ref>{{veb manbasi
 | date = 18-iyun 2004-yil
 | url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archivedate = 2004-11-22
 | title = Mass loss and Evolution
 | publisher = UCL Astrophysics Group
 | accessdate = 2006-08-26
 }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html |date=2004-11-22 }}</ref>. Eskiroq, [[yulduz avlodlari|II avlod]] yulduzlar atrofidagi molekular bulut tarkibi tufayli yoshroq, I avlod yulduzlarga nisbatan ancha kam metallikka ega boʻlishadi (vaqt oʻtishi bilan eski yulduzlar oʻchishi va [[atmosfera]]larini yirtishi ketidan bu bulutlar ogʻirroq unsurlarga toʻlib boradi).

=== Bosh ketma-ketlikdan keyin ===
{{Main|Qizil gigant}}
Kamida 0,4 Quyosh massasili<ref name="late stages" /> yulduzlar yadrolaridagi vodorod zahiralarini tugatib borar ekan, ularning tashqi qatlamlari sezilarli kengayib va sovib, yulduz [[qizil gigant]]ga aylanadi. Masalan, taxminan 5 milliard yildan soʻng, Quyosh qizil gigantga aylangach, uning maksimum radiusi taqriban 1 astronomik birlikka (150 million km; hozirgi oʻlchamidan 250 marta koʻp) kengayadi. Gigant sifatida Quyosh hozirgi massasining 30% ini yoʻqotadi<ref name="sun_future">{{jurnal manbasi | last1=Sackmann | first1=I. J. | last2=Boothroyd | first2=A. I. | last3=Kraemer | first3=K. E. | title=Our Sun. III. Present and Future | page=457 | journal=Astrophysical Journal | year=1993 | volume=418 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}</ref><ref name="sun_future_schroder">{{jurnal manbasi | first1=K.-P. | last1=Schröder | last2=Smith | first2=Robert Connon | year=2008 | title=Distant future of the Sun and Earth revisited | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 386 | issue=1 | page = 155 | bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv = 0801.4031 }} See also {{yangiliklar manbasi
 | url=http://www.newscientist.com/article/dn13369?feedId=online-news_rss20
 | title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
 | date=22-fevral 2008-yil
 | work=NewScientist.com news service
 | first=Jason | last=Palmer
 | accessdate=2008-03-24 }}</ref>.

2,25 Quyosh massasigacha qizil gigantda vodorod sintezi yadroni oʻrovchi qobiq qatlamda davom etadi<ref name="hinshaw">{{veb manbasi
 | last = Hinshaw | first = Gary | date = 23-avgust 2006-yil
 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
 | title = The Life and Death of Stars
 | publisher = NASA WMAP Mission | accessdate = 2006-09-01 }}</ref>. Oqibatda yadro kuchli siqilib, unda [[uchlamchi geliy reaksiyasi|geliy sintezi]] boshlanadi va yulduz asta-sekin kichrayib, sirt haroratini oshirib boradi. Bundan-da kattaroq yulduzlarda yadro toʻgʻridan-toʻgʻri vodorod sintezlashdan geliy sintezlashga oʻtadi<ref name="iben">{{jurnal manbasi
 | last = Iben | first = Icko, Jr.
 | title=Single and binary star evolution
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | year=1991 | volume=76 | pages=55–114
 | bibcode=1991ApJS...76...55I
 | doi=10.1086/191565 }}</ref>.

Yulduz yadrosidagi geliyni yoqib tugatganidan keyin sintez uglerod va kisloroddan iborat yadro qobigʻida davom etadi. Soʻng yulduz qizil gigant kabi, biroq sirt harorati yuqoriroq boʻlib, evolutsiyasini davom ettiradi.

==== Massiv yulduzlar ====
{{Main|Qizil supergigant}}

Geliy yoqish fazasida juda katta massali (>9 Quyosh massasi) yulduzlar kengayib [[qizil supergigant]]larga aylanadi. Geliy sob boʻlgach, ular geliydan ogʻir unsurlarni sintez qilishda davom etishlari mumkin.

Yadro harorat va bosim [[uglerod]]ni sintezlashga yetarli boʻlguncha siqiladi. Ushbu jarayon davom etib, [[neon]], [[kislorod]] va [[kremniy]] sintezlanishi fazalaridan oʻtadi. Yulduz hayoti nihoyasiga kelib sintez yulduz qobiqlarida ham roʻy berishi mumkin. Har bir qobiq turli unsur sintezlaydi: eng tashqi qobiq vodorod, uning ostidagi qobiq geliyni va hk<ref>{{veb manbasi | url = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | title = What is a star? | publisher = Royal Greenwich Observatory | accessdate = 2006-09-07 | archivedate = 2015-10-25 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20151025044353/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20151025044353/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star |date=2015-10-25 }}</ref>.

Yulduzning oxirgi bosqichi [[temir]] sintezlash bilan boshlanadi. Temir atomlari yadrolari [[bogʻlanish energiyasi|mustahkam bogʻlangani]] tufayli ularning sintezi energiya chiqarmaydi, balki aksincha, energiya yutadi. Shu sabab bilan temir yadrolari [[yadro boʻlinishi|boʻlinsa]] ham energiya chiqmaydi<ref name="hinshaw" />. Nisbatan eski, juda massiv yulduzlar markazida inert temir yigʻilib boradi. Bu yulduzlardagi ogʻirroq unsurlar sirtga sizib chiqib, [[Volf-raye yulduzlari|Volf-Raye yulduzi]] deb nomlanuvchi, atmosferasini qattiq shamollar yirtuvchi obyekt shakllanishi mumkin.

==== Kollaps ====
Oʻrtacha hajmli evolutsiyalangan yulduz tashqi qatlamlarini yirtib, [[sayyoraviy tumanlik]] hosil qiladi. Tashqi atmosfera tarqalganidan keyingi qoldiq 1,4 Quyosh massasidan yengil boʻlsa, u nisbatan mitti (Yerdek keladigan) obyektga aylanadi, bunday obyekt [[oq mitti]] deyilib, massasi kamligi tufayli unda siqilish roʻy bermaydi<ref>{{jurnal manbasi | last1=Liebert | first1=J. | title=White dwarf stars | journal=Annual review of astronomy and astrophysics | year=1980 | volume=18 | issue=2 | pages=363–398 | bibcode=1980ARA&A..18..363L | doi = 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}</ref>. Oq mitti ichidagi degenerat modda endi plazma boʻlmaydi. Oq mittilar juda uzoq vaqtdan keyin alal-oqibat [[qora mitti]]larga aylanadi.
[[Fayl:Crab Nebula.jpg|thumb|200px|right|[[Qisqichbaqa tumanligi]], 1050-yillar atrofida birinchi kuzatilgan oʻta yangi yulduz qoldiqlari.]]

Kattaroq yulduzlarda sintez temir yadro oʻz massasini dastaklamaydigan darajada massivlikka (>1,4 Quyosh massasi) yetguncha davom etadi. Ushbu yadro uning elektronlari protonlariga itarilib kirib, [[elektron tutilishi]] (teskari [[beta parchalanish]]) natijasida neytron va neytronlarni shakllantiradi. Bunday keskin siqilish (kollaps) ketidan hosil boʻladigan [[zarb toʻlqini]] yulduzning qolgan qismini portlatib, [[oʻta yangi yulduz]] hosil qiladi. Oʻta yangi yulduzlar shunday yorqin-ki, ular yulduzning butunboshli ona galaktikasini ham porloqligi bilan vaqtincha toʻsib qoʻyishi mumkin. Somon Yoʻlida kuzatilgan oʻta yangi yulduzlar qurollanmagan koʻz bilan bemalol aniqlangan<ref name="supernova">{{veb manbasi
 | date=6-aprel 2006-yil
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 | title=Introduction to Supernova Remnants
 | publisher=Goddard Space Flight Center
 | accessdate=2006-07-16 }}</ref>.

Yulduz moddasining koʻp qismi portlash tufayli tarqab, tumanlik hosil qiladi (Qisqichbaqa tumanligi kabi)<ref name="supernova" /> va uning qoldigʻi oʻzini [[pulsar]] yoki [[barster]] sifatida namoyon etuvchi [[Neytron yulduzlar|neytron yulduzi]], agar qoldiq massasi Quyoshnikidan 4 yoki undan koʻp marta oshiq boʻlsa, [[qora tuynuk]] boʻlib qoladi<ref>{{jurnal manbasi | last1=Fryer | first1=C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | issue=10 | pages=S73–S80 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}</ref>. Neytron yulduzidagi modda neytron-degenerat modda, deyilib, uning yadrosida ekzotik [[QCD modda|kvark modda]] yigʻilishi mumkin. Qora tuynuk ichidagi modda haqida esa hozirda maʼlumot yoʻq.

Oʻlayotgan yulduzlarning uchib chiqqan tashqi qatlamlari yangi yulduz shakllanishi paytida qayta ishlanishi mumkin ogʻir unsurlarni oʻz ichiga oladi. Bunday ogʻir unsurlar tosh sayyoralar shakllanishiga imkon beradi. Oʻta yangi yulduzdan portlab chiqqan modda va yulduz shamollari yulduzlararo muhitni shakllantirishda muhim rol oʻynaydi<ref name="supernova" />.

== Tarqalishi ==
[[Fayl:Sirius A and B artwork.jpg|left|thumb|250px|[[Oq mitti]] yulduz [[Sirius]] atrofidagi orbitasida (rassom tasavvuri). ''NASA rasmi'']]

Koinotda yakka yulduzlardan tashqari, ikki yoki undan koʻp, bir-birining atrofida aylanuvchi, gravitatsiya bilan bogʻlangan [[karrali yulduz|karra yulduzlar]] tizimlari ham bor. Eng koʻp tarqalgan karrali yulduz [[qoʻshaloq yulduz]]dir, biroq uch va undan oshiq yulduzli tizimlar ham topilgan. Orbital barqarorlik yuzasidan bunday yulduzlar koʻpincha oʻzaro aylanuvchi qoʻshaloq yulduzlar toʻplamlari iyerarxiyasiga tartiblangan boʻladi<ref>{{kitob manbasi
 | first1=Victor G. | last1=Szebehely
 | last2=Curran | first2=Richard B. | year=1985
 | title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
 | url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | publisher=Springer
 | isbn=90-277-2046-0 }}</ref>. [[Yulduz klasterlari]] deb ataluvchi kattaroq guruhlar ham mavjud. Ular bir necha yulduzdan iborat boʻsh-bayov [[yulduzlar kinematikasi|yulduzlar guruhidan]] tortib yuz minglab yulduzlardan iborat bahaybat [[sharsimon yulduz klasterlari]]gacha boʻladi.

Koʻpchilik yulduzlarning gravitatsiyaviy bogʻlangan karra yulduz tizimlarida boʻlishi uzoq vaqt taxmin etib kelingan. Bu massiv O va B sinf yulduzlari uchun toʻgʻri, bunday yulduzlarning 80%i yulduz tizimlarida, deb hisoblanadi. Biroq kichikroq yulduzlar yakka holda mavjuddir, qizil mittilarning 25%igina yulduz yoʻldoshlarga ega. Barcha yulduzlarning 85%i qizil mitti boʻlgani uchun, Somon Yoʻlidagi yulduzlarning aksariyati yolgʻiz, deyish mumkin<ref>{{cite press release
 | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | date=30-yanvar 2006-yil
 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html
 | title=Most Milky Way Stars Are Single
 | accessdate=2006-07-16 }}</ref>.

Yulduzlar olamda bir tekis tarqalmay, yulduzlararo gaz-chang bilan galaktikalarga toʻplangan boʻladi. Tipik galaktika yuz milliardlab yulduzlardan iborat, [[kuzatiladigan olam]]da 100 milliard (10<sup>11</sup>) dan ortiq galaktika mavjud<ref>{{veb manbasi | title=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | publisher=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | accessdate=2006-07-18 | archivedate=2015-11-09 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20151109083127/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20151109083127/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe |date=2015-11-09 }}</ref>. 2010-yilgi hisob-kitobga koʻra yulduzlar soni 300 [[sekstillion]] ({{nowrap|3 × 10<sup>23</sup>}}) ga yetadi<ref>{{yangiliklar manbasi | first=Seth | last=Borenstein | date=1-dekabr 2010-yil | title=Universe's Star Count Could Triple | work=CBS News | url=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | accessdate=2011-07-14 | archivedate=2013-10-15 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20131015032113/http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml }}</ref>
.Galaktikalardan tashqarida (galaktikalararo fazoda) ham yulduzlar kashf etilgan<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=Hubble Finds Intergalactic Stars
 | publisher=Hubble News Desk | date=14-yanvar 1997-yil
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
 | accessdate=2006-11-06 }}</ref>.

Yerga Quyoshdan keyin eng yaqin yulduz [[Proksima]] boʻlib, u 39,9 trillion km yoki 4,2 yorugʻlik yili uzoqlikdadir. [[Fazoviy moki]] orbital tezligida (8&nbsp;km/s — deyarli 30 000&nbsp;km/soat) harakatlanganda, u yerga yetib borish uchun taxminan 150 000 yil kerak boʻlur edi<ref>3.99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/soat × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> yil.</ref>. Bunday masofalar, Quyosh tizimi girdi bilan birga [[galaktik disk]] ichida odatiy holdir.<ref>{{jurnal manbasi | last1=Holmberg | first1=J. | last2=Flynn | first2=C. | title=The local density of matter mapped by Hipparcos | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 | issue=2 | year=2000 | pages=209–216 | bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv = astro-ph/9812404 }}</ref> Yulduzlar sharsimon yulduz klasterlarida va galaktika markazlarida bir-birlariga yaqinroq, galaktika chetlarida esa uzoqroq joylashishlari mumkin.

Galaktika yadrosidan tashqarida yulduzlarning siyrakligi tufayli yulduzlar toʻqnashuvi kamdan-kam sodir boʻladi, deb taxmin qilinadi. Klaster yoki galaktikalar markazidek zichroq mintaqalarda toʻqnashuvlar tez-tez boʻlib turishi mumkin<ref name="DarkMatter">{{yangiliklar manbasi | title=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic | publisher=CNN News | date=2-iyun 2000-yil | url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | accessdate=2006-07-21 | archivedate=2007-01-07 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | access-date=2012-09-21 | archive-date=2013-07-27 | archive-url=https://web.archive.org/web/20130727232615/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ }}</ref>. Bunday toʻqnashuvlar [[koʻk qoloq yulduz]]larni hosil qilishi mumkin. Bunday noyob yulduzlar bosh ketma-ketlikdagi boshqa yulduzlardagidek yorqin boʻlsa-da, sirt harorati yuqoriroq boʻladi<ref>{{jurnal manbasi | display-authors=1 | first1=J. C. | last1=Lombardi, Jr. | last2=Warren | first2=J. S. | last3=Rasio | first3=F. A. | last4=Sills | first4=A. | last5=Warren | first5=A. R. | title = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers | journal=The Astrophysical Journal | year=2002 | volume=568 | issue = 2 | pages=939–953 | bibcode=2002ApJ...568..939L | doi = 10.1086/339060|arxiv = astro-ph/0107388 }}</ref>.

== Tavsifi ==

Yulduzning deyarli barcha sifatlari, jumladan yorqinlik, hajm, evolutsiya, hayot davomiyligi va taqdiri uning boshlangʻich massasi bilan belgilanadi.

=== Yoshi ===
Aksariyat yulduzlar 1-10 milliard yoshda. Ayrim yulduzlar yoshi hatto 13,7 milliardga – [[olam yoshi]]ga yaqin. Kashf etilgan eng qadimgi yulduz, [[HE 1523-0901|HE&nbsp;1523-0901]], 13,2 milliard yoshdadir<ref>{{yangiliklar manbasi | display-authors=1
 | last1=Frebel | first1=A. | last2=Norris | first2=J. E. | last3=Christlieb | first3=N. | last4=Thom | first4=C. | last5=Beers | first5=T. C. | last6=Rhee | first6=J
 | title=Nearby Star Is A Galactic Fossil
 | publisher=Science Daily | date=11-may 2007-yil
 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm
 | accessdate=2007-05-10
}}</ref><ref>{{jurnal manbasi | display-authors=1
 | last1=Frebel | first1=Anna | last2=Christlieb | first2=Norbert
 | last3=Norris | first3=John E. | last4=Thom | first4=Christopher
 | last5=Beers | first5=Timothy C. | last6=Rhee | first6=Jaehyon
 | title=Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium
 | journal=[[Astrophysical Journal]] Letters| volume=660 | issue=2
 | pages=L117–L120 | date=May, 2007 | doi=10.1086/518122
 | bibcode=2007ApJ...660L.117F | arxiv=astro-ph/0703414  }}</ref>.

Yulduz qanchalik massiv boʻlsa, umri shuncha qisqa boʻladi, chunki massiv yulduzlar oʻz yadrolariga kattaroq bosim koʻrsatib, vodorodni tezroq yoqishga majbur qiladi. Eng massiv yulduzlar bir necha million yil yashasa, minimal massali (qizil mitti) yulduzlar yoqilgʻilarini juda sekin ishlatib, oʻnlab, yuzlab milliard yil umr kechiradi<ref>{{veb manbasi
 | last1=Naftilan | first1=S. A. | last2=Stetson | first2=P. B.
 | date=13-iyul 2006-yil
 | url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi
 | title=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
 | publisher=Scientific American
 | accessdate=2007-05-11 }}</ref><ref>{{jurnal manbasi
 | last1=Laughlin | first1=G. | last2=Bodenheimer | first2=P.
 | last3=Adams | first3=F. C.
 | title=The End of the Main Sequence
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=1997 | volume=482 | issue=1 | pages=420–432
 | bibcode=1997ApJ...482..420L | doi = 10.1086/304125 }}</ref>.

=== Kimyoviy tuzilishi ===
Hozirgi Somon Yoʻli galaktikasida shakllanayotgan yulduzlar massa nisbatidan 71% vodorod, 27% geliy<ref>{{kitob manbasi
 | first=Judith A. | last=Irwin | year=2007
 | title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
 | url=https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair | publisher=John Wiley and Sons | isbn=0-470-01306-0
 | page=[https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair/page/78 78] }}</ref>, va oz miqdorda boshqa unsurlardan iborat. Ogʻir unsurlar ulushi yulduz atmosferasidagi temir miqdori bilan oʻlchanadi, chunki u keng tarqalgan va yutilish chiziqlari nisbatan yaqqol aniqlanadi. Ichida yulduzlar shakllanadigan molekular bulutlar oʻta yangi yulduzlar portlashi ketidan ogʻir unsurlar bilan toʻyingani uchun yulduz kimyoviy tarkibidan uning yoshini chiqarsa boʻladi<ref>{{veb manbasi
 | date =2006-09-12 | url = http://www.eso.org/public/news/eso0634/
 | title = A "Genetic Study" of the Galaxy
 | publisher = ESO | accessdate = 2006-10-10 }}</ref>. Ogʻir unsurlar ulushi shuningdek yulduz sayyoraviy tizimga ega yoki emasligi ehtimolini koʻrsatadi<ref>{{jurnal manbasi | last1=Fischer | first1=D. A.
 | last2=Valenti | first2=J. | title=The Planet-Metallicity Correlation
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2005 | volume=622 | issue=2
 | pages=1102–1117 | bibcode=2005ApJ...622.1102F | doi = 10.1086/428383 }}</ref>.

Eng kam temirli yulduz HE1327-2326 boʻlib, unda Quyoshdagi temir miqdorining atigi 1/200 000 qismi bor<ref>{{veb manbasi
 | date=17-aprel 2005-yil | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | title=Signatures Of The First Stars
 | publisher=ScienceDaily | accessdate=2006-10-10 }}</ref>. Bunga zid oʻlaroq, metalga boy [[Mu Leonis|&mu; Leonis]] yulduzi Quyoshnikidan ikki, sayyorasi bor [[14 Herculis]] esa deyarli uch baravar koʻp temirga ega<ref>{{jurnal manbasi
 | last=Feltzing | first=S. | last2=Gonzalez | first2=G.
 | title=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | year=2000 | volume=367 | issue=1 | pages=253–265
 | bibcode=2001A&A...367..253F
 | doi=10.1051/0004-6361:20000477 }}</ref>. Shuningdek spektrida tayinli [[xrom]] va [[noyob yer unsurlari]] kabi unsurlar koʻpligini koʻrsatuvchi [[pekular yulduz]]lar ham mavjud<ref>{{kitob manbasi
 | first=David F. | last=Gray | year=1992
 | title=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres | pages=413–414
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-40868-7 }}</ref>.

=== Diametri ===
[[Fayl:Star-sizes.jpg|left|thumb|Yulduzlar hajmda keskin farqlanadilar. Tepadagi har bir rasmda oʻngdagi jism keyingi paneldagi chapdagi jismga teng. Yer 1-panelda oʻngda, Quyosh esa 3-panelda oʻngda.]]
Yerdan juda katta masofada boʻlgani uchun, Quyoshdan xorij barcha yulduzlar odam koʻziga tungi osmondagi Yer atmosfera taʼsirida [[yiltirash (astronomiya)|yiltirovchi]] yorugʻ nuqtalar boʻlib koʻrinadi. Quyosh ham yulduz, biroq u Yerga disk boʻlib koʻrinish va kun yorugʻini berish uchun yetarlicha yaqindir. Quyoshdan tashqari eng koʻrinma yorqin yulduz [[R Doradus]] boʻlib, uning burchak diametri 0,057 [[arksoniya]]dir<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=The Biggest Star in the Sky | publisher=ESO
 | date=11-mart 1997-yil | url=http://www.eso.org/public/news/eso9706/
 | accessdate=2006-07-10 }}</ref>.

Koʻpchilik yulduzlarning disklari zamonaviy yerdagi teleskoplar bilan kuzatish uchun [[burchak diametri|burchak oʻlchamda]] juda kichikdir, shuning uchun ularni [[interferometriya|interferometr]] teleskoplar bilan kuzatiladi. Yulduz burchak kattaligini oʻlchashning yana bir usuli [[qoplanish]] orqalidir. Yulduzning [[Oy (tabiiy yoʻldosh)|Oy]] tomonidan qoplanganidagi yorqinligi kamayishini oʻlchash orqali yulduz burchak diametri hisoblanadi<ref>{{jurnal manbasi
 | last1=Ragland | first1=S. | last2=Chandrasekhar | first2=T.
 | last3=Ashok | first3=N. M.
 | title=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared
 | journal=Journal of Astrophysics and Astronomy
 | year=1995 | volume=16 | page=332
 | bibcode=1995JApAS..16..332R }}</ref>.

Yulduzlar hajmda 20–40&nbsp;km diametrli [[neytron yulduz]]lardan to [[Betelgeyze]] kabi diametri Quyoshnikidan 650 marta oshiq (900 000 000&nbsp;km) [[supergigant]]largacha keladi. Biroq Betelgeyzening [[zichlik|zichligi]] Quyoshnikidan ancha past<ref>{{veb manbasi | last=Davis | first=Kate | date=1-dekabr 2000-yil | url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | title=Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis | publisher=AAVSO | accessdate=2006-08-13 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | archivedate=2006-07-12 }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml |date=2006-07-12 }}</ref>.

=== Kinematikasi ===
{{Main|Yulduzlar kinematikasi}}
[[Fayl:Pleiades large.jpg|thumb|right|300px|[[Hulkar]], [[Buzoq (yulduz turkumi)|Buzoq]] [[yulduz turkumi]]dagi [[siyrak klaster]]. Bu yulduzlar fazoda birga harakatlanadi<ref>{{jurnal manbasi
 | last=Loktin | first=A. V.
 | title=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster
 | journal=Astronomy Reports | volume=50 | issue=9
 | pages=714–721 | month=September | year=2006
 | doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L }}</ref>. ''[[NASA]] fotosi'']]
Yulduzning Quyoshga nisbatan harakati yulduz kelib chiqishi va yoshi, shuningdek uning atrofidagi galaktika tuzilishi va evolutsiyasi haqida foydali maʼlumot berishi mumkin. Yulduz harakatiga Quyoshdan yoki Quyoshga tomon [[radial tezlik]] va [[oʻz harakati]] deb ataladigan burchak harakati kiradi.

Burchak tezligi yulduz spektr chiziqlaridagi [[doppler samarasi]] yordamida oʻlchanib, [[kilometr|km]]/[[soniya|s]] birlikda ifoda etiladi. Yulduzning oʻz harakati yiliga milliarksoniyalarda aniq astrometrik oʻlchanadi. Yulduz parallaksini aniqlab, uning oʻz harakatidan tezlikni chiqarish mumkin. Oʻz harakati yuqori yulduzlar odatda Quyoshga yaqinroq joylashadi, bu ularni parallaks oʻlchashda qulaydir<ref>{{veb manbasi
 | date=10-sentabr 1999-yil | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS
 | title=Hipparcos: High Proper Motion Stars
 | publisher=ESA | accessdate=2006-10-10 }}</ref>.

Harakatining ikkala qiymatlari aniqlangach, yulduzning Quyoshga yoki galaktikaga nisbatan fazoviy tezligi hisoblanishi mumkin boʻladi. Yaqinroq yulduzlarda yangi, I avlod yulduzlari tezligi eski, II avlod yulduzlarinikidan kamroq boʻlishi kuzatilgan. Eskiroq yulduzlar galaktika tekisligiga oqqan elliptik orbitada harakatlanadi<ref>{{jurnal manbasi
 | last = Johnson | first = Hugh M.
 | title=The Kinematics and Evolution of Population I Stars
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | year=1957 | volume=69 | issue=406 | page=54
 | bibcode=1957PASP...69...54J
 | doi=10.1086/127012 }}</ref>. Yaqinroq yulduzlar kinematikasini solishtirish natijasida shuningdek [[yulduzlar birlashmasi|yulduzlar birlashmalari]] aniqlangan. Bular ehtimol bir molekular bulutda shakllangan yulduzlardir<ref>{{jurnal manbasi | last1=Elmegreen | first1=B. | last2=Efremov | first2=Y. N. | title=The Formation of Star Clusters | journal=American Scientist | year=1999 | volume=86 | issue=3 | page=264 | url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | accessdate=2006-08-23 | doi=10.1511/1998.3.264 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | archivedate=2005-03-23 | bibcode=1998AmSci..86..264E | seperator= }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 |date=2005-03-23 }}</ref>.

=== Magnit maydoni ===
{{Main|Yulduzlar magnit maydoni}}

[[Fayl:suaur.jpg|thumb|220px|[[SU Aurigae|SU&nbsp;Aur]] ([[T Tauri yulduzi|T Tauri tipli]] yosh yulduz) sirt magnit maydoni, [[Zeeman-Doppler vizualizatsiyasi]] yordamida ishlangan.]]

Yulduz [[magnit maydoni]] uning ichidagi [[konveksiya|konvektiv]] oqimlar boʻlib turadigan mintaqalarida hosil boʻladi. Konduktiv plazmaning bunday harakati [[magnit dinamosi|dinamo]] kabi magnit maydon paydo qiladi, bu maydon yulduzdan tashqariga ham choʻziladi. Magnit maydon kuchi yulduz massasi va tuzilishiga, sirt magnit faolligi esa yulduzning oʻz oʻqi atrofida aylanish tezligiga bogʻliq. Bunday sirt faolligi [[yulduz dogʻlari]] deb ataladigan kuchli magnit maydonli va sovuqroq mintaqalarni yaratadi. Faol mintaqalardan yulduz tojiga [[toj sirtmogʻi|toj sirtmoqlari]] deb nomlanadigan yoysimon magnit maydonlari chiqishi mumkin. Shu magnit maydoni tufayli yuqori energiyali zarrachalar otilib chiqishiga esa [[Quyosh chaqnashi|yulduz chaqnashi]] deyiladi<ref>{{veb manbasi
 | last=Brainerd | first=Jerome James
 | date=6-iyul 2005-yil | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html
 | title=X-rays from Stellar Coronas
 | publisher=The Astrophysics Spectator
 | accessdate= 2007-06-21 }}</ref>.

Yosh, tez aylanuvchi yulduzlar oʻzlarining magnit maydonlari tufayli yuqori darajadagi sirt faolligiga ega boʻlishi kuzatiladi. Magnit maydoni yulduz shamoliga taʼsir etib, yulduz keksayishi sari uning aylanishini sekinlashtirishi mumkin. Natijada Quyosh kabi eski yulduzlar sekinroq aylanib, sirt faolligi nisbatan oz boʻladi. Sekin aylanuvchi yulduzlar faolligi darajasi davriy oʻzgarib, bir qancha vaqtga oʻchishi ham mumkin<ref>{{veb manbasi
 | last = Berdyugina | first = Svetlana V. | year=2005
 | url =http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/
 | title =Starspots: A Key to the Stellar Dynamo
 | publisher =Living Reviews
 | accessdate = 2007-06-21 }}</ref>. Masalan, [[Maunder minimumi]] paytida Quyoshda 70 yil deyarli chaqnash sodir boʻlmagan.

=== Massasi ===
{{Main|Yulduzlar massasi}}
Bizga maʼlum eng massiv yulduzlardan biri [[Eta Carinae]] boʻlib<ref>{{jurnal manbasi | first = Nathan | last = Smith | year = 1998 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | title = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | publisher = Astronomical Society of the Pacific | journal = Mercury Magazine | volume = 27 | page = 20 | accessdate = 2006-08-13 | seperator =  | archivedate = 2016-06-18 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html |date=2016-06-18 }}</ref>, uning massasi Quyoshnikida 100–150&nbsp;marta ortiq; uning hayot davomiyligi juda qisqa – bir necha million yil xolos. [[Arches klasteri]]ni oʻrganish natijasida 150&nbsp;Quyosh massasi hozirgi olamdagi yulduzlar uchun eng katta massa ekanligi aniqlandi<ref>{{yangiliklar manbasi | title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy | publisher=NASA News | date=3-mart 2005-yil | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | accessdate=2006-08-04 | access-date=2012-09-24 | archive-date=2020-04-10 | archive-url=https://web.archive.org/web/20200410212238/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | url-status=dead }}</ref>. Bunday cheklanish sababi toʻlaligicha maʼlum emas, sabab sifatida atmosferadan gazlarni koinotga chiqarmay eng koʻp nurlanish qiymatini aniqlovchi [[Eddington chegarasi]] taxmin etiladi. Biroq [[R136a1]] nomli yulduz (RMC 136a klasterida) Quyoshdan 265 marta massivroq ekanligi aniqlangan, bu bunday chegarani shubha ostiga qoʻyadi<ref name=eso20100721>{{yangiliklar manbasi
 | title=Stars Just Got Bigger
 | publisher=European Southern Observatory
 | date=21-iyul 2010-yil
 | url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/
 | accessdate=2010-17-24 }}</ref>. Tadqiqot shuni koʻrsatdiki, [[R136]]dagi massiv yulduzlar qoʻshaloq yulduzlar toʻqnashuvi va birlashishi natijasida hosil boʻlib, 150 Quyosh massasi chegarasidan tashqariga chiqishni ilojli qilgan<ref>{{veb manbasi | work=LiveScience.com | url=http://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 | title=Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash | | first1=Natalie | last1=Wolchover | date=7-avgust 2012-yil }}</ref>.

[[Fayl:Ngc1999.jpg|thumb|right|250px|[[NGC 1999]] [[qaytaruvchi tumanlik|qaytaruvchi tumanligi]] markazdagi 3,5 Quyosh massasili oʻzgaruvchi V380 Orionis yulduzi tomonidan yoritiladi. Qora osmon boʻlagi avvallari taxmin etilganidek [[qorongʻu tumanlik]] boʻlmay, shunchaki ulkan boʻshliqdir. ''NASA surati'']]

Katta Portlashdan keyin birinchi shakllangan yulduzlar tarkibida [[litiy]] va undan ogʻirroq unsurlar boʻlmagani uchun 300 Quyosh massasigacha yoki undan ortiq boʻlgan boʻlishi mumkin<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=Ferreting Out The First Stars
 | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | date=22-sentabr 2005-yil | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html
 | accessdate=2006-09-05 }}</ref>. Bu supermasiv [[III avlod yulduz]]lar endilikda yoʻq, deb taxmin etiladi.

Massasi [[Yupiter]]nikidan 93&nbsp;marta oshiq [[AB Doradus|AB Doradus C]] yadrosida yadroviy sintez ketayotgan eng yengil yulduz hisoblanadi<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=Weighing the Smallest Stars | publisher=ESO
 | date=1-yanvar, 2005 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0503/
 | accessdate=2006-08-13 }}</ref>. Metalligi Quyoshnikidek boʻlgan va yadrosida hamon sintez boʻlayotgan yulduzlar uchun nazariy minimum massa taxminan 75 Yupiter massasidir<ref>{{veb manbasi | first=Alan | last=Boss | date=3-aprel 2001-yil | url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | title=Are They Planets or What? | publisher=Carnegie Institution of Washington | accessdate=2006-06-08 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | archivedate=2006-09-28 }}</ref><ref name="minimum">{{veb manbasi | last=Shiga | first=David | date=17-avgust 2006-yil | url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archiveurl=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archivedate=2006-11-14 | title=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed | publisher=New Scientist | accessdate=2006-08-23 }}</ref>. Metallik juda past boʻlgan holda esa eng kam massa Quyosh massasining 8,3% qismi boʻlishi mumkin<ref name="minimum" /><ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=Hubble glimpses faintest stars
 | publisher=BBC | date=18-avgust 2006-yil
 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm
 | accessdate=2006-08-22
 | first=Elli
 | last=Leadbeater}}</ref>. Bundan-da kichikroq obyektlar [[jigarrang mitti]]lar deyilib, [[gaz gigantlari]] va yulduzlar orasidagi yaxshi taʼriflanmagan sohada yotadi.

Yulduz radiusi va massasi uning sirt tortishish kuchini belgilaydi. Bahaybat yulduzlar bosh ketma-ketlikdagi yulduzlardan ancha kuchsizroq sirt gravitatsiyasi hosil qilsa, oq mitti kabi degenerat, zich yulduzlar kuchli gravitatsiya maydonini yaratadi. Sirt gravitatsiyasi yulduz spektriga taʼsir etishi mumkin, masalan kuchli gravitatsiya [[yutilish chizigʻi|yutilish chiziqlarining]] kengayishiga sabab boʻladi<ref name="new cosmos" />.

Yulduzlar yadroviy sintezi nihoyasiga yetib borar ekan, baʼzan evolutsiyaviy tarziga asoslanib massalariga koʻra guruhlanadilar. 0,5 Quyosh massasidan yengil ''juda oz massali yulduzlar'' [[gigantlarning asimptotik tarmogʻi]]ga (GAT) kirmay toʻgʻri oq mittilarga evolutsiyalanadi. 1,8-2,2 Quyosh massasili ''oz massali yulduzlar'' GATga kiradi va geliy yadro hosil qiladi. ''Oʻrta massali yulduzlar'' [[geliy sintezi]]ni kechirib, uglerod-kislorod yadro hosil qiladi. Kamida 7-10 Quyosh massasili ''massiv yulduzlar'' [[uglerod sintezi]]ni kechirib, [[oʻta yangi yulduz]] portlashi natijasida halok boʻladi<ref>{{kitob manbasi
 | first=Sun | last=Kwok | year=2000 | pages=103–104
 | title=The origin and evolution of planetary nebulae
 | volume=33 | series=Cambridge astrophysics series
 | publisher=Cambridge University Press | isbn=0-521-62313-8 }}</ref>.

=== Aylanishi ===
{{Main|Yulduz aylanishi}}

Yulduzlarning oʻz oʻqi atrofida aylanishi tezligi [[spektroskopiya|spektroskopik oʻlchov]] orqali taqriban, yulduz dogʻlari aylanishini kuzatish orqali esa aniqroq hisoblanishi mumkin. Yosh yulduzlar tez aylanib, ekvatoridagi tezlik 100&nbsp;km/s dan oshishi mumkin. Masalan, [[Achernar]] B sinf yulduzi ekvatori 225&nbsp;km/s yoki undan tezroq aylanadi, markazdan qochma kuch uning ekvatorial diametrini qutbiy diametriga nisbatan 50% ga choʻzib, yassilashtirgan. Bunday aylanish yulduz boʻlinib ketadigan kritik 300&nbsp;km/s tezlikdan sal sekinroq<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=Flattest Star Ever Seen | publisher=ESO
 | date=11-iyun 2003-yil | url=http://www.eso.org/public/news/eso0316/
 | accessdate=2006-10-03 }}</ref>. Taqqoslash uchun, Quyoshning oʻz oʻqi atrofida aylanish davri 25-35 kun boʻlib, ekvatorial tezligi atigi 1,994&nbsp;km/s dir. Bosh ketma-ketlikdagi yulduzlar aylanishini magnit maydoni va yulduz shamoli sezilarli sekinlashtiradi<ref>{{veb manbasi
 | last=Fitzpatrick
 | first=Richard
 | date=13-fevral 2006-yil
 | url=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | title=Introduction to Plasma Physics: A graduate course
 | publisher=The University of Texas at Austin
 | accessdate=2006-10-04
 | archive-date=2010-01-04
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 }}</ref>.

[[Ixcham yulduz]]lar oʻz oʻqi atrofida tez aylangani tufayli kuchli siqiladilar. Biroq ular [[burchak momenti]]ni saqlash — aylanuvchi jismning hajmini kamaytirishini kompensatsiyalash uchun aylanish tezligini oshirish natijasida kelib chiqadigan tezlik bilan solishtirganda sekinroq aylanadi. Yulduz burchak momentining katta qismi yulduz shamoli sababli massa yoʻqolishidan kamayadi<ref>{{jurnal manbasi | last = Villata | first = Massimo | title=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=1992 | volume=257 | issue=3 | pages=450–454 | bibcode=1992MNRAS.257..450V }}</ref>. Bunga qaramay, pulsarning aylanish tezligi juda katta boʻlishi mumkin. Masalan, [[Qisqichbaqa tumanligi]] markazidagi pulsar soniyasiga 30 marta aylanadi<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=A History of the Crab Nebula | publisher=ESO
 | date=30-may 1996-yil | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/
 | accessdate=2006-10-03 }}</ref>. Pulsar aylanish tezligi nurlanish evaziga asta sekinlashib boradi.

=== Harorati ===

Bosh ketma-ketlikdagi yulduz sirt harorati uning yadrosidagi energiya ishlab chiqarilishi jadalligi va radiusiga bogʻliq boʻlib, yulduzning [[rang koʻrsatkichi]]dan aniqlanadi<ref name="astronomynotes">{{veb manbasi
 |url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |title=Properties of Stars: Color and Temperature
 |accessdate=2007-10-09
 |last=Strobel
 |first=Nick
 |date=20-avgust 2007-yil
 |work=Astronomy Notes
 |publisher=Primis/McGraw-Hill, Inc.
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |archivedate=2007-06-26
 }}</ref>. U odatda energiyasini yulduzdek yorqinlikda nurlatuvchi [[absolut qora jism|ideal qora jism]] harorati boʻlmish [[samarali harorat]] sifatida beriladi. Bunda samarali harorat faqatgina oʻrtacha harorat ekanligiga diqqat qaratish lozim, chunki yulduzlar harorati yadrodan atmosferaga tomon tobora pasayib boradi<ref>{{veb manbasi
 | first=Courtney | last=Seligman | work=Self-published
 | url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
 | title =Review of Heat Flow Inside Stars
 | accessdate = 2007-07-05 }}</ref>. Yulduz yadrosidagi harorat bir necha million&nbsp;[[kelvin]]ga yetadi<ref name="aps_mss">{{veb manbasi
 | date=16-fevral 2005-yil | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
 | title=Main Sequence Stars
 | publisher=The Astrophysics Spectator
 | accessdate=2006-10-10 }}</ref>.

Yulduz harorati turli unsurlarning energizatsiyasi yoki ionizatsiyasi jadalligini belgilab, spektrda xarakterli yutilish chiziqlarini hosil etadi. Yulduz sirt harorati, uning [[absolut yulduz kattaligi]] va yutilish xususiyatlari bilan birgalikda yulduzni sinflantirishda ishlatiladi<ref name="new cosmos" />.

Bosh ketma-ketlikdagi massiv yulduzlar sirt harorati 50 000&nbsp;[[Kelvin|K]] ga yetadi. Quyosh kabi kichikroq yulduzlar sirt harorati bir necha ming kelvin boʻladi. Qizil gigantlar nisbatan sovuqroq — ularning sirt harorati 3 600&nbsp;K atrofida, biroq ularning sirti katta boʻlgani uchun yorqinligi ham katta<ref name=zeilik>{{kitob manbasi | last1=Zeilik | first1=Michael A. | last2=Gregory | first2=Stephan A. | title=Introductory Astronomy & Astrophysics | url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil | edition=4th | year=1998 | publisher=Saunders College Publishing | isbn=0-03-006228-4 | page=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/321 321] }}</ref>.

== Nurlanishi ==
Energiya yulduzlar tomonidan nukleosintez yon mahsuli oʻlaroq chiqarilib, fazoga ham [[elektromagnit nurlanish]], ham [[zarracha nurlanishi]] sifatida tarqaladi. Zarrachalar nurlanishi yulduz shamoli<ref>{{yangiliklar manbasi
 | last=Koppes | first=Steve
 | title=University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science
 | publisher=The University of Chicago News Office
 | date=20-iyun 2003-yil | url=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml
 | accessdate=2012-06-15 }}</ref> (u yulduz tashqi qatlamidan chiqadigan erkin [[proton]], [[alfa zarracha|alfa]] va [[beta zarracha]]lar kabi elektrlangan zarrachalardan iborat) va yadrodan chiqadigan [[neytrino]]lar sifatida namoyon boʻladi.

Yadroda energiya chiqarilishi sababli yulduzlar yorqin charaqlaydi: har atom yadrolari toʻqnashuvi reaksiyasi natijasida [[gamma nurlanish]] [[foton]]lari ajraladi. Bu energiya yulduz tashqi qatlamiga yetguncha [[elektromagnit energiya]]ning boshqa shakllariga, jumladan, [[koʻrinuvchi yorugʻlik]]ka aylanadi.

Yulduzning koʻrinuvchi yorugʻlik pik [[chastota]]si bilan belgilanuvchi [[rang]]i yulduz tashqi qatlamlari, jumladan [[fotosfera]]ga bogʻliq<ref>{{veb manbasi | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | title = The Colour of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archivedate = 2012-02-22 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20120222183238/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html }} {{Webarxiv|url=https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html |date=2012-03-10 }}</ref>. Koʻrinuvchi yorugʻlikdan tashqari yulduzlar shuningdek [[odam koʻzi]]ga koʻrinmas elektromagnit nurlanish ham chiqaradi. Umuman aytganda yulduz elektromagnit nurlanishi [[radiochastota]] va [[infraqizil]]dan to [[ultrabinafsha]], [[rentgen]] va gamma nurlanishgacha butun [[elektromagnit spektr]]ni qoplaydi. Yulduz elektromagnit nurlanishining barcha komponentlari muhimdir.

[[Astronomik spektroskopiya|Yulduz spektrlarini]] ishlatib, astronomlar yulduz sirt harorati, [[sirt gravitatsiyasi]], metalligi va [[aylanish]] tezligini aniqlay olishadi. Yulduzgacha masofa maʼlum boʻlsa, uning yorqinligini ham chiqarsa boʻladi. Massa, radius, sirt gravitatsiyasi va aylanish davri mavjud yulduz modellariga binoan aniqlanishi mumkin (qoʻshaloq yulduzlar massasini toʻgʻridan-toʻgʻri chiqarish mumkin; yulduz massasi shuningdek [[gravitatsiyaviy mikrolinzalash]] usuli bilan ham hisoblanadi)<ref>{{yangiliklar manbasi
 | title=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
 | publisher=Hubble News Desk | date=15-iyul 2004-yil | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/
 | accessdate=2006-05-24 }}</ref>. Bu parametrlar bilan astronomlar yulduz yoshini ham hisoblay oladilar<ref>{{jurnal manbasi
 | last1=Garnett | first1=D. R. | last2=Kobulnicky | first2=H. A.
 | title=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2000
 | volume=532
 | issue= 2 | pages=1192–1196
 | doi = 10.1086/308617
| bibcode=2000ApJ...532.1192G|arxiv = astro-ph/9912031 }}</ref>.

=== Yorqinligi ===

Astronomiyada yorqinlik atamasi ostida yulduz [[vaqt]] birligida chiqaradigan [[yorugʻlik]] va boshqa [[nurlanish energiyasi]] miqdori tushuniladi. Yulduz yorqinligi uning radiusi va sirt haroratiga bogʻliq. Biroq aksariyat yulduzlar nurlanishi bir tekis oqimda emas. Masalan, tez aylanuvchi [[Vega]] yulduzi qutblarida energiya oqimi uning [[ekvator]]iga nisbatan kuchliroq<ref>{{yangiliklar manbasi
 | author=Staff
 | date=10-yanvar 2006-yil
 | title=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
 | publisher=National Optical Astronomy Observatory
 | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 | accessdate=2007-11-18
 | archivedate=2019-05-24
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20190524103812/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 | access-date=2012-09-25
 | archive-date=2020-05-15
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20200515183048/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 }}</ref>.

Harorati va yorqinligi oʻrtachadan past sohalar yulduz dogʻlari, deyiladi. Quyosh kabi kichik, ''mitti'' yulduzlar diskida bunday dogʻlar siyrak va kichik boʻladi. Kattaroq, ''gigant'' yulduzlarda esa dogʻlar katta va koʻzga tashlanadigan boʻladi<ref name="Michelson Starspots">{{jurnal manbasi | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G. | title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | journal=Living Reviews in Solar Physics | publisher=Max Planck Society | year=2005 | url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ }}</ref>, shuningdek ularning [[terminator]]i qorongʻiroq boʻlishi kuzatiladi. Yaʼni yorqinlik yulduz diskiga tomon kamayib boradi<ref>{{jurnal manbasi | last1=Manduca | first1=A. | last2=Bell | first2=R. A. | last3=Gustafsson | first3=B. | title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61 | issue=6 | pages=809–813 | bibcode=1977A&A....61..809M }}</ref>. [[UV Ceti]] kabi qizil mitti [[chaqnovchi yulduz]]lar ham yaqqol dogʻlarga ega boʻlishi mumkin<ref>{{jurnal manbasi | last1=Chugainov | first1=P. F. | title=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars | journal=Information Bulletin on Variable Stars | year=1971 | volume=520 | pages=1–3 | bibcode=1971IBVS..520....1C }}</ref>.

=== Yulduz kattaligi ===
{{Main|Koʻrinma yulduz kattaligi}}
{{Main|Absolut yulduz kattaligi}}
Yulduzning koʻrinma porloqligi [[koʻrinma yulduz kattaligi]] (yoki magnitudasi) bilan oʻlchanadi. Koʻrinma yulduz kattaligi Yerdan yulduzning koʻrinish porloqligidir. Shuningdek [[absolut yulduz kattaligi]] degan oʻlchov ham bor, u yulduz va Yer orasidagi masofa 10 [[parsek]] (32,6 yorugʻlik yili) boʻlganda Yerga qanday porloqlikda koʻrinishini bildiradi.

{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Yulduz kattaligidan porloqroq yulduzlar soni''
!Koʻrinma<br />kattalik
!Yulduzlar<br />soni<ref>{{veb manbasi | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archiveurl = https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archivedate = 2008-02-06 | title = Magnitude | publisher = National Solar Observatory—Sacramento Peak | accessdate = 2006-08-23 }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |date=2008-02-06 }}</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
||4
|- style="text-align: center;"
||1
||15
|- style="text-align: center;"
||2
||48
|- style="text-align: center;"
||3
||171
|- style="text-align: center;"
||4
||513
|- style="text-align: center;"
||5
||1,602
|- style="text-align: center;"
||6
||4,800
|- style="text-align: center;"
||7
||14,000
|}

Yulduz kattaliklari [[logarifm]]ik shkalada joylashgan: yulduz kattaligidagi [[1 (son)|bir]] farq porloqlik 2,5&nbsp;marta<ref name="luminosity">{{veb manbasi | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | title = Luminosity of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archivedate = 2014-08-09 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html |date=2014-08-09 }}</ref> ([[100 (son)|100]] ning [[arifmetik ildiz|5-darajali ildizi]] taxminan 2,512&nbsp;ga teng) farqlanishini bildiradi. Demak, birinchi kattalikli (+1,00) yulduz ikkinchi kattalikdagi (+2,00) yulduzdan 2,5&nbsp;baravar, oltinchi kattalikdagi (+6,00) yulduzdan esa 100 baravar porloqroq. Toza havoda koʻzi oʻtkir odam koʻra oladigan eng ojiz yulduzlar kattaligi +6 dir.

Yulduz kattaligini bildiruvchi son qancha kichik boʻlsa, yulduz shuncha porloq boʻladi va aksincha. Eng porloq yulduzlarning yulduz kattaliklari manfiy (0&nbsp;dan kichik). Ikki yulduz porloqliklari orasidagi farqni (Δ''L'') hisoblash uchun xiraroq yulduz kattaligidan (''m''<sub>x</sub>) porloqroq yulduz kattaligi (''m''<sub>p</sub>) ayirib, 2,512 asos sonni chiqqan ayirma darajasiga oshiriladi:

: <math> \Delta{m} = m_\mathrm{x} - m_\mathrm{p} </math>
: <math>2,512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>

Yorqinligi va Yerdan uzoqligiga qarab, absolut kattalik (''M'') koʻrinma kattalikka (''m'') ekvivalent emas<ref name="luminosity" />; masalan, Sirius koʻrinma yulduz kattaligi −1,44&nbsp;ga, absolut yulduz kattaligi esa +1,41&nbsp;ga teng.

Quyoshning koʻrinma yulduz kattaligi −26,7, biroq absolut yulduz kattaligi esa atigi +4,83. Sirius, tungi osmondagi eng porloq yulduz, Quyoshdan taxminan 23 marta yorqinroq boʻlsa, tungi osmonda ikkinchi eng porloq [[Kanopus]] yulduzi (absolut kattaligi −5,33) Quyoshdan 14 000 ming marta yorqinroqdir. Kanopus Siriusga nisbatan juda yorqinroq, lekin Sirius Yer uchun porloqroq koʻrinadi. Sababi Sirius Yerda 8,6 yorugʻlik yili uzoqlikda, Kanopus esa ancha uzoqroq joylashgan – ungacha masofa 310 yorugʻlik yilidir.

2006-yilga koʻra eng katta absolut yulduz kattaligiga ega yulduz [[LBV 1806-20]] boʻlib, magnitudasi −14,2&nbsp;ga teng. Bu yulduz Quyoshdan kamida 5 000 000 marta yorqinroq<ref>{{veb manbasi | last1=Hoover | first1=Aaron | date=15-yanvar 2004-yil | url=http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | archivedate=2007-08-07 | title=Star may be biggest, brightest yet observed | publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08 }} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm |date=2007-08-07 }}</ref>. Bizga maʼlum yorqinligi eng kam yulduzlar [[NGC 6397]] klasterida joylashgan. Bu klasterdagi eng zaif qizil mittilar magnitudasi 26, shuningdek 28 magnitudali oq mitti ham kashf etilgan. Bu yulduzlar shunchalik xiraki, ularning porloqligi Yerdan qaralganda Oyda yoqilgan shamnikidek keladi<ref>{{veb manbasi
 | date=17-avgust 2006-yil | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
 | title=Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
 | publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08 }}</ref>.

== Tasnifi ==
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ ''Turli sinf yulduzlar uchun<br />sirt harorati farqlari''<ref>{{veb manbasi
 | last=Smith | first=Gene | date=16-aprel 1999-yil
 | url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 | title=Stellar Spectra
 | publisher=University of California, San Diego
 | accessdate=2006-10-12 }}</ref>
! Sinf
! Harorat
! Etalon yulduz
|- style="background: {{star-color|O}}"
| O
| 33 000&nbsp;K&nbsp;yoki&nbsp;koʻp
| [[Zeta Ophiuchi]]
|- style="background: {{star-color|B}}"
| B
| 10 500–30 000&nbsp;K
| [[Rigel]]
|- style="background: {{star-color|A}}"
| A
| 7 500–10 000&nbsp;K
| [[Altair]]
|- style="background: {{star-color|F}}"
| F
| 6 000–7 200&nbsp;K
| [[Procyon|Procyon&nbsp;A]]
|- style="background: {{star-color|G}}"
| G
| 5 500–6 000&nbsp;K
| [[Quyosh]]
|- style="background: {{star-color|K}}"
| K
| 4 000–5 250&nbsp;K
| [[Epsilon Indi]]
|- style="background: {{star-color|M}}"
| M
| 2 600–3 850&nbsp;K
| [[Proxima Centauri]]
|}
{{Main|Yulduzlar tasnifi}}

Zamonaviy yulduz sinflantirish XX asr boshlarida kelib chiqib, [[neytral vodorod radiochizigʻi]] kuchiga asoslangan holda yulduzlar ''A'' dan ''Q'' gacha sinflarga ajratilgan<ref>{{jurnal manbasi
 | last=Fowler | first=A.
 | title=The Draper Catalogue of Stellar Spectra
 | journal=Nature
 | year=1891–2 | volume=45 | pages=427–8 | doi = 10.1038/045427a0 |bibcode = 1892Natur..45..427F }}</ref>. U paytda vodorod chizigʻiga harorat katta taʼsir etishi nomaʼlum edi; vodorod chizigʻi 9000&nbsp;K atrofida choʻqqiga chiqib, undan baland yoki past haroratlarda kuchsizlashadi. Tasnif harorat boʻyicha qayta tartibga solinib, zamonaviy [[tarx]]ga yaqin keldi<ref name=carlos>{{kitob manbasi
 | first1=Carlos | last1=Jaschek | last2=Jaschek | first2=Mercedes
 | year=1990 | title=The Classification of Stars
 | url=https://archive.org/details/classificationof0000jasc | publisher=Cambridge University Press | pages=[https://archive.org/details/classificationof0000jasc/page/31 31]–48
 | isbn=0-521-38996-8 }}</ref>.

Yulduzlar spektrlariga koʻra bir harf bilan belgilanadigan turli sinflarga ajratiladi, ''O'' eng issiq yulduz sinfi boʻlsa, ''M'' sinfidagi yulduz shunday sovuq-ki, uning atmosferasida molekulalar shakllanishi mumkin. Sirt harorati kamayishi boʻyicha sinflar quyidagicha: ''O, B, A, F, G, K'' va ''M''. Kamyob spektr tiplar uchun maxsus sinflar mavjud. Ulardan eng keng tarqalganlari ''L'' va ''T'' boʻlib, bu sinflarga eng sovuq kichik massali yulduzlar va jigarrang mittilar kiradi. Har bir harf harorat kamayishi boʻylab 0 dan 9 gacha 10 ta ostqismga ega. Biroq ushbu tizim ekstremal yuqori haroratlarda buziladi: ''O0'' va ''O1'' yulduzlar mavjud boʻlmasligi mumkin<ref name="spectrum">{{veb manbasi
 |first       = Alan M
 |last        = MacRobert
 |url         = http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |title       = The Spectral Types of Stars
 |publisher   = Sky and Telescope
 |accessdate  = 2006-07-19
 |archivedate = 2013-10-22
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20131022124237/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
}} {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20131022124237/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html |date=2013-10-22 }}</ref>.

Yulduzlar shuningdek spektr chiziqlaridagi yorqinlik samaralariga koʻra ham sinflarga ajratilishi mumkin, bu samaralar ularning hajmi va sirt gravitatsiyasiga bogʻliq. Bular ''0'' ([[gipergigant]]lar) va ''III'' ([[gigant yulduz|gigantlar]]) dan to ''V'' (bosh ketma-ketlik mittilari) gacha boʻladi; ayrim olimlar ''VII'' (oq mittilar) sinfini ham qoʻshishadi. Aksariyat yulduzlar vodorod sintezi bilan mashgʻul bosh ketma-ketlikka oid. Absolut yulduz kattaligi va spektr tipiga koʻra grafik chizilganda bunday yulduzlar tor, diagonal chiziqqa tushadi<ref name="spectrum" />. Quyosh bosh ketma-ketlikdagi ''G2V'' sinfli sariq mitti boʻlib, harorat va hajmda oʻrtachadir.

Kichik harflar bilan belgilanadigan qoʻshimcha nomenklatura spektrning qiziqarli xususiyatlarini bildirish uchun ishlatiladi. Masalan, „''e''“ emissiya chiziqlari borligini; „''m''“ metallar darajasi yuqoriligini, „''var''“ esa spektr tipi oʻzgarib turishini bildiradi<ref name="spectrum" />.

Oq mitti yulduzlar ''D'' harfi bilan boshlanuvchi alohida sinfga joylashtirilgan. Bu sinf spektr chiziqlariga koʻra yana ''DA'', ''DB'', ''DC'', ''DO'', ''DZ'' va ''DQ'' sinflariga boʻlinadi. Ushbu sinflar nomiga harorat koʻrsatkichi ham qoʻshiladi<ref>{{veb manbasi
 | url = http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | title = White Dwarf (wd) Stars
 | publisher = White Dwarf Research Corporation
 | accessdate = 2006-07-19
 | archive-date = 2009-10-08
 | archive-url = https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 }}</ref>.

== Oʻzgaruvchi yulduzlar ==
{{Main|Oʻzgaruvchi yulduz}}
[[Fayl:Mira 1997.jpg|left|thumb|200px|Tebranuvchi oʻzgaruvchi yulduz [[Mira (yulduz)|Mira]]ning asimmetrik koʻrinishi. ''NASA [[Hubble Space Telescope|HST]] surati'']]
Oʻzgaruvchi yulduzlar ichki yoki tashqi xususiyatlari tufayli yorqinliklarida davriy yoki tasodifiy oʻzgarishlar boʻlib turadi. Ichki oʻzgaruvchi yulduzlar uchta prinsipial guruhga ajratiladi.

Evolutsiyasi paytida ayrim yulduzlar pulsatsiyalanuvchi oʻzgaruvchi yulduz fazasidan oʻtadi. Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar hajmiga qarab bir necha daqiqadan bir necha yillargacha davriylik bilan radiusi va yorqinligini oʻzgartirib turadi. Bu turkumga [[Sefeida]]simon yulduzlar va uzoq davriylikli [[Mirida]] yulduzlar kiradi<ref name="variables">{{veb manbasi | url=http://www.aavso.org/types-variables | title=Types of Variable | date=11-may 2010-yil | publisher=AAVSO | accessdate=2010-08-20 | archive-date=2018-10-17 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org/types-variables }}{{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org/types-variables |date=2018-10-17 }}</ref>.

Chaqnash yoki massiv otilib chiqish hodisalari tufayli yorqinligini keskin oshiruvchi yulduzlar eruptiv oʻzgaruvchilar toifasiga kiradi<ref name="variables" />. Bu guruhga protoyulduzlar, Wolf-Rayet va [[chaqnovchi yulduz]]lar hamda gigant va supergigantlar kiradi.

Kataklizmik yoki portlovchi oʻzgaruvchilar xususiyatlari dramatik oʻzgaradi. Bu guruhga yangi va oʻta yangi yulduzlar kiradi. Tarkibida oq mitti boʻlgan qoʻshaloq yulduz tizimi yangi va 1a tipli oʻta yangi yorqin yulduz portlashlarini boshidan kechirishi mumkin<ref name="iben" />. Portlash oq mitti qoʻshni yulduz vodorodini oʻziga tortib, sintez boshlanadigan massaga yetkazganida roʻy beradi<ref>{{veb manbasi
 | date =2004-11-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html
 | title = Cataclysmic Variables
 | publisher = NASA Goddard Space Flight Center
 | accessdate = 2006-06-08 }}</ref>. Baʼzi yangi yulduzlar takroriy boʻlib, oʻrta amplitudali davriy portlashlarni boshidan kechiradi<ref name="variables" />.

Yulduzlar yorqinligi oʻzgarishiga shuningdek tutiluvchi qoʻshaloq yulduzlar, kuchli dogʻlar chiqaruvchi aylanuvchi yulduzlar kabi tashqi faktorlar ham sabab boʻlishi mumkin<ref name="variables" />. Tutiluvchi qoʻshaloq yulduzga Algol misol boʻladi, uning yulduz kattaligi 2,87 kun davriylik bilan 2,3 va 3,5 orasida oʻzgarib turadi.

== Tuzilishi ==
{{Main|Yulduz tuzilishi}}
Barqaror yulduz ich qismi [[gidrostatik muvozanat]]dadir: har qanday kichik hajmdagi kuchlar bir-birini kompensatsiyalaydi. Muvozanatlashgan kuchlar yulduz ichkarisiga qaratilgan gravitatsiyaviy va tashqarisiga qaratilgan [[gradiyent]] bosim kuchlaridir. [[Barik gradiyent|Bosim gradiyenti]] plazma harorati gradiyenti tomonidan belgilanadi; yulduz tashqi qismlari uning yadrosidan sovuqroq. Bosh ketma-ketlikdagi yoki gigant yulduz yadrosidagi harorat – kamida 10<sup>7</sup> [[kelvin|K]]. Bosh ketma-ketlik yulduzida vodorod yoqilayotgan yadrodagi harorat va bosim [[termoyadroviy reaksiya]] olib borish va yulduz kollapsining oldini olish uchun yetarli boʻladi<ref name="hansen">{{kitob manbasi | last1=Hansen | first1=Carl J. | last2=Kawaler | first2=Steven D. | last3=Trimble | first3=Virginia | pages=[https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446/page/32 32]–33 | title=Stellar Interiors | url=https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446 | publisher=Springer | year=2004 | isbn=0-387-20089-4 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{kitob manbasi
| first=Martin | last=Schwarzschild | title=Structure and Evolution of the Stars | url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | publisher=Princeton University Press | year=1958 | isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>.

Yulduz ichida atom yadrolari parchalanar ekan, ular [[gamma nurlanish]] shaklida energiya chiqaradi. Bu fotonlar atrofdagi plazma bilan taʼsirlashib, yadroning issiqlik energiyasini oshiradi. Bosh ketma-ketlikdagi yulduzlar vodorodni geliyga ayalantirib, asta-sekin yadroda geliy yigʻib boradilar. Oqibatda geliy miqdori oshib ketib, yadroda energiya chiqarilishi toʻxtaydi. 0,4 va undan ortiq Quyosh massasili yulduzlarda reaksiya geliy yadroni oʻrab turuvchi va sekin oʻsib boruvchi degenerat qobiqqa koʻchadi<ref>{{veb manbasi | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | title = Formation of the High Mass Elements | publisher = Smoot Group | accessdate = 2006-07-11 }}</ref>.

Gidrostatik muvozanatdan tashqari, barqaror yulduz ichida [[issiqlik muvozanati]] ham ushlab turiladi. Ichkaridan tashqariga uzluksiz harorat gradiyenti oqib, issiqlik energiyasi har qatlamda sobit saqlanib turadi.

[[Fayl:Sun parts big.jpg|thumb|360px|left|Ushbu diagramma Quyosh tipli yulduz kesimini koʻrsatadi. ''NASA rasmi'']]
Yulduz ichida energiya oqimini ushlab turuvchi mintaqaga [[nurlanish hududi]] deyiladi. Bu mintaqada plazma perturbatsiyasi boʻlmay, har qanday massiv harakatlar toʻxtatiladi. Aks holda plazma beqaror boʻlib qolib, konveksiya boshlanadi va mintaqa [[konveksiya hududi]]ga aylanadi. Bu hol juda yuqori energiya oqimlari boʻladigan mintaqalarda, masalan, yadro yaqinida yoki yuqori [[xiralik]] qatlamlarida roʻy berishi mumkin<ref name="Schwarzschild" />.

Bosh ketma-ketlikdagi yulduz tashqi qatlamida konveksiya boʻlish-boʻlmasligi uning massasiga bogʻliq. Quyoshdan bir necha marta massivroq yulduzlarda konveksiya hududi chuqur ichkarida, nurlanish hududi esa tashqi qatlamlarda boʻladi. Quyosh kabi kichikroq yulduzlarda esa aksincha, konveksiya hududi tashqariroqda joylashadi<ref name="imagine">{{veb manbasi | date =2006-09-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | title = What is a Star? | publisher = NASA | accessdate = 2006-07-11 }}</ref>. 0,4 Quyosh massasidan yengilroq qizil mittilar butunlay konvektivdirlar, bu ularda geliy yadrosi yigʻilishiga yoʻl qoʻymaydi<ref name="late stages" />. Koʻp yulduzlarda konvektiv hududlar joylashuvi vaqt oʻtishi bilan oʻzgarib turadi<ref name="Schwarzschild" />.

Yulduzning kuzativchiga koʻrinadigan qismi [[fotosfera]] deyiladi. Bu qatlamda yulduz plazmasi yorugʻlik fotonlari uchun [[shaffoflik|shaffof]] boʻladi. Bu yerdan yadrodan chiqayotgan energiya fazoga tarqaydi. Yulduz dogʻlari aynan shu fotosferada hosil boʻladi.

Fotosferadan tepada esa [[yulduz atmosferasi]] boʻladi. Quyosh kabi bosh ketma-ketlik yulduzida atmosferaning eng quyi qatlami [[xromosfera]] mintaqasi boʻlib, unda [[spikula]]lar shakllanadi va yulduz chaqnashlari roʻy beradi. Xromosferadan teparoqda oʻtish mintaqasi boʻlib, unda harorat atigi 100&nbsp;km balandlikdayoq keskin koʻtariladi. Undan tepada esa [[Quyosh toji|yulduz toji]] boʻlib, u yerdagi oʻta qizigan plazma bir necha million kilometrga choʻzilishi mumkin<ref>{{cite press release
 | publisher=ESO | date=1-avgust 2001-yil
 | title=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT
 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0127/
 | accessdate=2006-07-10 }}</ref>. Toj mavjudligi yulduz konvektiv hududining tashqi qatlamlarda yotishiga bogʻliq<ref name="imagine" />. Yuqori haroratli boʻlishiga qaramay, toj juda kam yorugʻlik chiqaradi. Masalan, Quyosh toji faqatgina [[Quyosh tutilishi]] paytida koʻrinadi.

Tojdan teparoqda plazma zarrachalari shamoli esib, [[yulduzlararo muhit]]gacha tarqaladi. [[Quyosh shamoli]] [[geliosfera]] dab atalmish pufaksimon mintaqadan tashqariga chiqadi<ref>{{jurnal manbasi | display-authors=1
 | last1=Burlaga | first1=L. F. | last2=Ness | first2=N. F. | last3=Acuña | first3=M. H. | last4=Lepping | first4=R. P. | last5=Connerney | first5=J. E. P. | last6=Stone | first6=E. C. | last7=McDonald | first7=F. B.
 | title=Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields
 | journal=Science | year=2005 | volume=309
 | issue=5743 | pages=2027–2029 | doi= 10.1126/science.1117542
 | pmid=16179471 | bibcode=2005Sci...309.2027B }}</ref>.


Yadrosi 10 million kelvingacha qizigan Quyoshda vodorod geliyga [[proton-proton sikli]] deb ataluvchi reaksiyda orqali aylanadi:<ref name="synthesis">{{jurnal manbasi | display-authors=1 | last1=Wallerstein | first1=G. | last2=Iben Jr. | first2=I. | last3=Parker | first3=P. | last4=Boesgaard | first4=A. M. | last5=Hale | first5=G. M. | last6=Champagne | first6=A. E. | last7=Barnes | first7=C. A. | last8=KM-dppeler | first8=F. | last9=Smith | first9=V. V. | last10=Hoffman | first10=R. D. | last11=Timmes | first11=F. X. | last12=Sneden | first12=C. | last13=Boyd | first13=R. N. | last14=Meyer | first14=B. S. | last15=Lambert | first15=D. L. | title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress | journal=Reviews of Modern Physics | year=1999 | volume=69 | issue=4 | pages=995–1084 | url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf| format=PDF | accessdate=2006-08-04 | doi=10.1103/RevModPhys.69.995 | bibcode=1997RvMP...69..995W}}</ref>: 4[[Vodorod-1|<sup>1</sup>H]] → 2[[deyteriy|<sup>2</sup>H]] + 2[[pozitron|e<sup>+</sup>]] + 2[[neytrino|ν<sub>e</sub>]] (4,0 M[[elektronvolt|eV]] + 1,0 MeV): 2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[Geliy-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[foton|γ]] (5,5 MeV): 2<sup>3</sup>He → [[Geliy-4|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12,9 MeV)

Bu reaksiyalar quyidagi reaksiyaga olib keladi:: 4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26,7 MeV)

bu yerda e<sup>+</sup> – [[pozitron]], γ – gamma nurlanish fotoni, ν<sub>e</sub> – [[neytrino]], H va He – mos ravishda vodorod va geliy izotoplari. Bu reaksiya natijasida millionlab elektron volt energiya chiqadi (eV juda kichik energiya miqdori, shuning uchun bu energiya katta emas). Biroq bir vaqtda bunday reaksiyalarning juda ulkan miqdori sodir boʻlgani uchun yulduz nurlanishi kuchli boʻladi.

{| class="wikitable" style="float: left;"
|+ Sintez uchun kerakli minimal massa
|-
!Unsur
![[Quyosh massasi|Quyosh<br />massasi]]
|-
| Vodorod ||style="text-align: center;"| 0,01
|-
| Geliy ||style="text-align: center;"| 0,4
|-
| Uglerod ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{jurnal manbasi
 | last1=Girardi | first1=L. | last2=Bressan | first2=A. | last3=Bertelli | first3=G. | last4=Chiosi | first4=C. | title=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
 | journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
 | year=2000 | volume=141
 | issue=3 | pages=371–383
 | doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv = astro-ph/9910164 |bibcode = 2000A&AS..141..371G }}</ref>
|-
| Neon ||style="text-align: center;"| 8
|}
Massivroq yulduzlarda geliy [[kataliz]]atori uglerod boʻlgan [[CNO-sikl|uglerod-azot-kislorod siklida]] ajralib chiqadi<ref name="synthesis" />.

Massasi 0,5 va 10 Quyosh massasi oraligʻida, yadrosi 100 million kelvinda boʻlgan evolutsiyalangan yulduzlarda geliy [[berilliy]] ishtirokidagi [[uchlamchi alfa jarayoni]]da uglerodga aylanishi mumkin<ref name="synthesis" />:

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[Berilliy|<sup>8*</sup>Be]]
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[Uglerod-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7,4 MeV

Natijaviy reaksiya quyidagicha:: 3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7,2 MeV

Massiv yulduzlarning siqilayotgan yadrosida ogʻirroq unsurlar [[neon yadroviy yonishi]] va [[kislorod yadroviy yonishi]] jarayonlarida ham yoqilishi mumkin. Yulduz nukleosintezining oxirgi bosqichi [[kremniy yadroviy yonishi]] boʻlib, unda barqaror temir-56 izotopi ajralib chiqadi. Bundan soʻng sintez faqatgina [[endotermik]] jarayon orqali davom etishi, qolgan energiya faqat gravitatsiyaviy siqilish natijasida chiqishi mumkin<ref name="synthesis" />.

Quyidagi misolda massasi Quyoshnikidan 20 marta katta boʻlgan yulduz qancha vaqtda yadroviy yoqilgʻisini yondirib bitkazishi koʻrsatilgan. Bosh ketma-ketlikdagi O-sinf yulduzi uchun bu 8 Quyosh radiusi va 62 000 Quyosh yorqinligi demaktir<ref>{{jurnal manbasi | last1=Woosley | first1=S. E. | last2=Heger | first2=A. | last3=Weaver | first3=T. A. | title=The evolution and explosion of massive stars | journal=Reviews of Modern Physics | year=2002 | volume=74 | issue=4 | pages=1015–1071 | bibcode=2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>
.{{-}}
{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
|-
!valign="bottom"| Yoqilgʻi<br />materiali
!valign="bottom"| Harorat<br />(million kelvin)
!valign="bottom"| Zichlik<br />(kg/sm<sup>3</sup>)
!valign="bottom"| Yonish davri<br />(yil)
|- style="text-align:center;"
|| H
|| 37
|| 0,0045
|| 8,1 million
|- style="text-align:center;"
|| He
|| 188
|| 0,97
|| 1,2 million
|- style="text-align:center;"
|| C
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| Ne
|| 1 570
|| 3 100
|| 0,6
|- style="text-align:center;"
|| O
|| 1 980
|| 5 550
|| 1,25
|- style="text-align:center;"
|| S/Si
|| 3 340
|| 33 400
|| 0,0315<ref>11,5 kun 0,0315-yilga teng.</ref>
|}

== Manbalar ==
{{manbalar|2}}

== Havolalar ==
* [http://ziyonet.uz/uzl/library/libid/10100 Astronomiya] {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20130224235201/http://www.ziyonet.uz/uzl/library/libid/10100 |date=2013-02-24 }}. ZiyoNET.
* [http://cosmos-news.ru/ Koinot haqida – Koinotning tuzulishi. Galaktika. Yulduzlar va sayyoralar] {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20120531013906/http://www.cosmos-news.ru/ |date=2012-05-31 }}
* [http://stars.astro.illinois.edu/sow/sow.html „Portraits of Stars and their Constellations“]. Kaler, James. Illinois Universiteti.
* [http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp „How To Decipher Classification Codes“]. Janubiy Avstraliya Astronomiya Jamiyati.
* [http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html „Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution“] {{Webarxiv|url=https://web.archive.org/web/20210211123306/http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html |date=2021-02-11 }}. Prialnick, Dina et al. St. Andrews Universiteti.
{{Commons turkum|Stars|Yulduzlar}}

{{bu tanlangan maqola}}

[[Turkum:Yulduzlar| ]]
[[Turkum:Astronomiya]]