Kuyruklu Yıldız

Kuyruklu yıldız, Güneş’in yakınından geçerken ısınarak gaz açığa çıkarmaya başlayan, buzlu, küçük Güneş Sistemi cisimleridir. Bu gaz çıkışı, görünür bir atmosfer veya koma ve bazen de bir kuyruk oluşturur. Bu fenomenler, kuyruklu yıldızın çekirdeğine etki eden güneş radyasyonu ve güneş rüzgarı etkilerinden kaynaklanır. Kuyruklu yıldız çekirdek’lerinin büyüklüğü, birkaç yüz metreden ile onlarca kilometreye kadar değişir ve gevşek buz (su ve donmuş gazlar), kozmik toz ve küçük kayalık parçacıklardan oluşur. Kuyruk bir astronomik birim ötesine uzanabilirken, koma Dünya'nın çapının 15 katına kadar çıkabilir. Yeterince parlaksa, teleskop yardımı olmadan Dünya'dan kuyruklu yıldız görülebilir ve gökyüzünde 30°'lik (60 Ay) bir alt açı yayı olabilir. Kuyruklu yıldızlar eski çağlardan beri birçok kültür ve din tarafından gözlemlenmiş ve kaydedilmiştir.

İsimlerinde yer almasına rağmen yıldız değildirler.

Güneş Sistemi'nin diğer küçük cisimlerinin aksine, kuyruklu yıldızlar antik çağlardan beri bilinmektedir. Çin kayıtlarına göre Halley kuyruklu yıldızı MÖ 240 yılından beri tanınmaktadır.

Temmuz 2019 itibarıyla bilinen 6,619 kuyruklu yıldız bulunmakta ve yeni keşiflerle bu sayı sürekli artmaktadır.

Kuyruklu yıldızın katı, çekirdek yapısı çekirdek olarak bilinir. Kuyruklu yıldız çekirdekleri kaya, toz, su buzu ve donmuş karbon dioksit, karbon monoksit, metan ve amonyak karışımından oluşur. Bu nedenle, Fred Whipple'ın modelinden sonra halk arasında "kirli kartopu" olarak tanımlanırlar. Daha çok tozlu kuyruklu yıldızlara "buzlu kir topları" denir. "Buzlu kir topları" terimi, Temmuz 2005'te NASA Deep Impact misyonu tarafından gönderilen "çarpıcı" sonda ile Comet 9P/Tempel 1 çarpışmasının gözlemlenmesinden sonra ortaya çıktı. 2014 yılında yapılan araştırmalar, kuyruklu yıldızların "derin yağda kızartılmış dondurma" gibi olduklarını yani yüzeylerinin organik bileşik'lerle karıştırılmış yoğun kristal buzdan oluştuğunu, iç kısmındaki buzunsa daha soğuk ve daha az yoğun olduğunu ortaya koyar.

Çekirdeğin yüzeyi genellikle kuru, tozlu veya kayalıktır, bu da buzların birkaç metre kalınlığındaki bir yüzey kabuğunun altında gizlendiğini gösterir. Daha önce bahsedilen gazlara ek olarak, çekirdekler, metanol, hidrojen siyanür, formaldehit, etanol, etan gibi ve belki de uzun zincirli hidrokarbonlar ve amino asitleri gibi daha karmaşık molekülleri olan çeşitli organik bileşikler içerir.[5][6] 2009 yılında NASA'nın Stardust görevi tarafından alınmış kuyruklu yıldız tozunda amino asidin glisin bulunduğu doğrulandı. Ağustos 2011'de NASA çalışmalarına göre Dünya'daki meteoritlerin DNA ve RNA bileşenlerin (adenin, guanin ve ilgili organik moleküller) asteroid'ler ve kuyruklu yıldızlar üzerinde oluşmuş olabileceğine dair bir rapor yayınlandı.

Kuyruklu yıldız çekirdeklerinin dış yüzeylerinin çok az albedo'su vardır, bu da onları Güneş Sistemi'nde bulunan en az yansıtıcı nesnelerden biri yapar. Giotto uzay sondası, Halley Kuyruklu Yıldızı (1P/Halley) çekirdeğinin üzerine düşen ışığın yaklaşık yüzde dördünü yansıttığını buldu, ve Deep Space 1, Borrelly kuyruklu yıldızı'nın yüzeyinin %3.0'dan daha az yansıttığını keşfetti; karşılaştırıldığında, asfalt bile ışığın yüzde yedisini yansıtır. Çekirdeğin karanlık yüzey malzemesi karmaşık organik bileşiklerden oluşabilir. Güneş enerjisiyle ısıtma daha hafif uçucu bileşikleri uzaklaştırarak geride katran veya ham petrol gibi çok karanlık olma eğiliminde olan daha büyük organik bileşikler bırakır. Kuyruklu yıldız yüzeylerinin düşük yansıtıcılığı onların gaz çıkışı süreçlerini yönlendiren ısıyı emmelerine neden olur. Yarıçapları 30 kilometre (19 mi)'ye kadar olan kuyruklu yıldız çekirdekleri gözlemlendi ancak tam boyutlarını belirlemek zordur. 322P/SOHO'nun çekirdeği muhtemelen yalnızca 100-200 metre (330-660 ft) çapındadır. Aletlerin artan hassasiyetine rağmen tespit edilen daha küçük kuyruklu yıldızların olmaması, bazılarının 100 metre (330 ft) çapından daha küçük kuyruklu yıldızların gerçek bir eksikliği olduğunu öne sürmesine neden oldu. Bilinen kuyruklu yıldızların ortalama yoğunluğunun 0,6 g/cm3 (0,35 oz/cu in) olduğu tahmin edilmektedir. Az kütleleri nedeniyle kuyruklu yıldız çekirdekleri kendi yerçekimleri nedeniyle küresel hale gelmez ve bu nedenle düzensiz şekillidirler.

Dünyaya yakın asteroit'lerin yaklaşık yüzde altısının 14827 Hypnos ve 3552 Don Kişot dahil artık gaz çıkışı yaşamayan soyu tükenmiş kuyruklu yıldız çekirdekleri olduğu düşünülür.

Rosetta ve Philae uzay araçlarında elde edilen sonuçlar 67P/Churyumov–Gerasimenko çekirdeğinin manyetik olmadığını gösterir. Bu, manyetizmanın gezegenimsi'lerin erken oluşumunda bir rol oynamamış olabileceğini düşündürür.[19][20] Ayrıca Rosetta üzerindeki ALICE spektrografı, daha önce düşünüldüğü gibi Güneş'ten gelen fotonların değil, su moleküllerinin güneş radyasyonu ile fotoiyonizasyonundan üretilen elektronların (kuyruklu yıldız çekirdeğinin 1 km (0.62 mi) üzerinde) suyun bozulmasından ve kuyruklu yıldızın çekirdeğinden komaya salınan karbondioksit moleküllerinden sorumlu olduğunu belirledi.

"Philae" uzay aracındaki aletler, kuyruklu yıldızın yüzeyinde en az on altı organik bileşik buldu, bunlardan dördü (asetamid, aseton, metil izosiyanat ve propionaldehit) İlk defa bir kuyruklu yıldızda belirlendi.

Bu şekilde salınan toz ve gaz akışları, kuyruklu yıldızın etrafında "koma" adı verilen devasa ve son derece ince bir atmosfer oluşturur. Güneş'in radyasyon basıncı ve güneş rüzgarı tarafından komaya uygulanan kuvvet, Güneş'ten uzağa doğru muazzam bir "kuyruk" oluşmasına neden olur. Koma genellikle su ve tozdan ve kuyruklu yıldız Güneş'e 3 ila 4 astronomik birim (450,000,000 ila 600,000,000 km; 280,000,000 ila 370,000,000 mi) uzaklıktayken çekirdekten dışarı akan uçucuların %90'ını oluşturan sudan oluşur.[35] H2O kaynak molekülü esasen fotoliz ve çok daha küçük ölçüde fotoiyonizasyon yoluyla yok edilir; fotokimya ile karşılaştırıldığında güneş rüzgarı suyun yok edilmesinde küçük bir rol oynar. Daha büyük toz parçacıkları kuyruklu yıldızın yörüngesi boyunca bırakılırken daha küçük parçacıklar ışık basıncı ile Güneş'ten kuyruklu yıldızın kuyruğuna doğru itilir.

Kuyruklu yıldızların katı çekirdeği genellikle 60 kilometre (37 mi) çapından daha az olmasına rağmen, koma binlerce hatta milyonlarca kilometre boyunda olabilir ve bazen Güneş'ten de daha büyüktür. Örneğin, Ekim 2007'deki patlamadan yaklaşık bir ay sonra, 17P/Holmes kuyruklu yıldızı kısa süreliğine Güneş'ten daha büyük, belirsiz bir toz atmosferine sahip oldu. 1811 Büyük Kuyruklu Yıldızı da kabaca Güneş'in çapı kadar bir komaya sahipti. Koma oldukça büyük olabilse de Güneş'ten 15 astronomical unit (2,2×109 km; 1,4×109 mi) civarındaki Mars yörüngesini geçtiği zaman boyutu küçülebilir. Bu mesafede güneş rüzgarı, gaz ve tozu komadan uzaklaştıracak kadar güçlenir ve bunu yaparken kuyruğu genişletir. İyon kuyruklarının bir astronomik birimi (150 milyon km) veya daha fazla uzattığı gözlemlenmiştir.

Hem koma hem de kuyruk Güneş tarafından aydınlatılır ve kuyruklu yıldız iç Güneş Sisteminden geçtiğinde görünür hale gelebilir, gazlar iyonizasyondan parlarken toz güneş ışığını doğrudan yansıtır. Kuyruklu yıldızların çoğu teleskop yardımı olmadan görülemeyecek kadar soluktur ancak her on yılda bir birkaç tanesi çıplak gözle görülebilecek kadar parlaklaşır. Bazen bir kuyruklu yıldız büyük ve ani bir gaz ve toz patlaması yaşayabilir ve bu sırada koma boyutu bir süreliğine büyük ölçüde artar. Bu, 2007'de Holmes kuyruklu yıldızı'na oldu.

1996'da kuyruklu yıldızların X-ışın'ları yaydıkları bulundu.[43] Bu, gökbilimcileri büyük ölçüde şaşırttı çünkü X-ışını emisyonu genellikle çok yüksek sıcaklık cisimleri ile ilişkilidir. X-ışınları kuyruklu yıldızlar ve güneş rüzgarı arasındaki etkileşim tarafından üretilir: çok yüklü güneş rüzgar iyonları kuyruklu yıldız atmosferi boyunca uçarken, "şarj değişimi" denilen işlemle atomdan bir veya daha çok elektronu "çalarak" kuyruklu yıldız atomları ve molekülleriyle çarpışırlar. Güneş rüzgar iyonuna bir elektronun bu değiş tokuşunu veya transferini, X-ışınları ve uzak ultraviyole fotonların emisyonu ile iyonun temel durumuna uyarılması izler.

Yay şok'ları, komadaki gazların iyonlaşmasıyla oluşan güneş rüzgarı ile kuyruklu yıldız iyonosferi arasındaki etkileşimin sonucunda oluşur. Kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştıkça artan gaz çıkışı oranları komanın genişlemesine neden olur ve güneş ışığı komadaki gazları iyonize eder. Güneş rüzgarı bu iyon komasından geçtiğinde yay şoku ortaya çıkar.

İlk gözlemler 1980'lerde ve 90'larda birkaç uzay aracı 21P/Giacobini-Zinner, 1P/Halley, ve 26P/Grigg–Skjellerup tarafından uçarken yapıldı. Daha sonra kuyruklu yıldızlardaki pruva şoklarının, örneğin Dünya'da görülen keskin gezegen pruva şoklarından daha geniş ve daha kademeli olduğu bulundu. Bu gözlemlerin tümü, yay şokları zaten tam olarak geliştirildiğinde günberi yakınında yapıldı.

Rosetta uzay aracı, kuyruklu yıldızın Güneş'e doğru yolculuğu sırasında gaz çıkışı arttığında, yay şoku gelişiminin erken bir aşamasında 67P/Churyumov–Gerasimenko kuyruklu yıldızındaki yay şokunu gözlemledi. Bu genç yay şokuna "bebek yay şoku" adı verildi. Bebek yay şoku asimetriktir ve çekirdeğe olan mesafeye göre tam gelişmiş yay şoklarından daha geniştir.

Dış Güneş Sisteminde kuyruklu yıldızlar donmuş ve hareketsiz kalır ve küçük boyutları nedeniyle Dünya'dan tespit edilmesi son derece zor veya imkansızdırlar. Kuiper kuşağı içindeki etkin olmayan kuyruklu yıldız çekirdeklerinin istatistiksel tespitleri Hubble Uzay Teleskobu[49][50] tarafından yapılan gözlemlerden bildirilmiştir ancak bu tespitler sorgulanmıştır. Kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemine yaklaştıkça güneş radyasyonu kuyruklu yıldızın içindeki uçucu maddelerin buharlaşmasına ve çekirdekten dışarı akmasına neden olarak tozu da beraberinde taşır.

Toz ve gaz akışlarının her biri biraz farklı yönlere işaret eden kendi ayrı kuyruğunu oluşturur. Toz kuyruğu, kuyruklu yıldızın yörüngesinde genellikle II. tip veya toz kuyruk adı verilen kavisli bir kuyruk oluşturacak şekilde geride bırakılır. Aynı zamanda iyon veya tip I kuyruk, gazlardan oluşur, her zaman doğrudan Güneş'ten uzağı işaret eder çünkü bu gaz güneş rüzgarından tozdan daha güçlü etkilenir, yörünge yolundan ziyade manyetik alan çizgilerini izler. Bazı durumlarda, örneğin Dünya bir kuyruklu yıldızın yörünge düzleminden geçtiğinde, iyon ve toz kuyruklarının tersi yönü gösteren karşıkuyruk görülebilir.

Anti-kuyrukların gözlemlenmesi, güneş rüzgarının keşfine önemli ölçüde katkıda bulundu. İyon kuyruğu, komadaki parçacıkların güneş morötesi radyasyonu ile iyonlaşması sonucu oluşur. Parçacıklar iyonize edildikten sonra, net pozitif elektrik yüküne ulaşırlar ve bu da kuyruklu yıldızın çevresinde "indüklenmiş manyetosfer" oluşmasına neden olur. Kuyruklu yıldız ve indüklenen manyetik alanı, dışarı doğru akan güneş rüzgarı parçacıklarına engel oluşturur. Kuyruklu yıldızın ve güneş rüzgarının göreceli yörünge hızı süpersonik olduğundan kuyruklu yıldızın akış yönünde güneş rüzgarının akış yönünde yay şoku oluşur. Bu yay şokunda, büyük kuyruklu yıldız iyonları ("toplayıcı iyonlar" denilir) toplanır ve güneş manyetik alanını plazma ile "yüklemek" için hareket ederler böylece alan çizgileri iyon kuyruğunu oluşturan kuyruklu yıldızın etrafında "örtülür".

İyon kuyruğu yüklemesi yeterliyse manyetik alan çizgileri, iyon kuyruğu boyunca belirli bir mesafede manyetik yeniden bağlantı oluştuğu noktaya kadar birlikte sıkıştırılır. Bu, bir "kuyruk kopukluk olayına" yol açar. Bu birkaç kez gözlendi, 20 Nisan 2007'de Encke kuyruklu yıldızı'nın iyon kuyruğunda kayda değer bir olay kaydedildi. Kuyruklu yıldız taçküre kütle atımı içinden geçerken tamamen kopmuştu. Bu olay STEREO uzay sondası tarafından gözlemlendi.

2013'te ESA bilim adamları Venüs gezegeninin iyonosfer’inin benzer koşullar altında bir kuyruklu yıldızdan akarken görülen iyon kuyruğuna benzer şekilde dışa doğru aktığını bildirdi."

Düzensiz ısıtma, yeni oluşan gazların, bir gayzer gibi, kuyruklu yıldızın çekirdeğinin yüzeyindeki zayıf bir noktadan dışarı çıkmasına neden olabilir. Bu gaz ve toz akışları çekirdeğin dönmesine ve hatta parçalanmasına neden olabilir.

2010 yılında, kuru buzun (donmuş karbon dioksit) kuyruklu yıldız çekirdeğinden dışarı akan madde jetlerine güç sağlayabildiği ortaya çıktı. Hartley 2'nin kızılötesi görüntüsü, bu tür jetlerin çıktığını ve onunla birlikte toz tanelerini komaya taşıdığını gösterir.

Kuyruklu yıldızlar, Güneş yakınından yüzlerce geçişin sonunda (yaklaşık 500 geçiş sonunda), buz ve gazlarının tamamına yakınını yitirerek asteroidlere benzer bir görünüm kazanırlar (muhtemelen Dünya'ya yakın asteroidlerin bazıları ölü kuyruklu yıldızlardır). Yörüngeleri Güneş'e yaklaşan kuyruklu yıldızların, Güneş ya da gezegenlerle çarpışma ya da oldukça yakın bir geçişle (özellikle Jüpiter'e yakın geçerlerse), Güneş Sistemi dışına atılmaları olasılığı vardır.

Kuyruklu yıldızlar içinde en ünlüsü Halley kuyruklu yıldızıdır. Yakın geçmişte görülen kuyruklu yıldızlar, 1994 yazında Jüpiter'e çarpan SL 9 (Shoemaker-Levy) ve 1997 yılında çıplak gözle gözlemlenen Hale-Bopp ve 2002 yılında görülen İkeya Seki kuyruklu yıldızı'dır.

Kuyruklu yıldızlar Güneş'e yeterince yakın olmadıkça görülmezler. Bazılarının yörüngesi Güneş Sistemi'nin bir hayli dışına taşar, bunlar bir kez görüldükten sonra binlerce yıl geri dönmezler. Sadece kısa ve orta periyodlu kuyruklu yıldızların (Halley kuyruklu yıldızı gibi) yörüngelerinin en azından önemli bir bölümü Güneş Sistemi içinde kalır.

Kuyruklu yıldızların çoğu, yörüngelerinin bir kısmında onları Güneş'e yaklaştıran ve geri kalanında Güneş Sisteminin daha uzak yerlerine götüren uzun eliptik yörüngeleriyle küçük güneş sistemi cisimleri'dir.[63] Kuyruklu yıldızlar genellikle yörünge periyodu uzunluklarına göre sınıflandırılır: Periyot ne kadar uzun olursa elips de o kadar uzun olur.

Periyodik kuyruklu yıldızlar veya kısa periyodlu kuyruklu yıldızlar genellikle yörünge periyodu 200 yıldan az olarak tanımlanır. Genellikle ekliptik düzleminde gezegenlerle aynı yönde daha büyük veya daha az yörüngede dönerler.[65] Yörüngeleri onları genellikle günötesi'deki dış gezegenlerin (Jüpiter ve ötesine) bölgesine götürür; örneğin, Halley Kuyruklu yıldızının günötesi Neptün yörüngesinin biraz ötesindedir. Aphelia'ları büyük bir gezegenin yörüngesine yakın olan kuyruklu yıldızlara "aile" denir.[66] Bu tür ailelerin eskiden uzun periyodlu kuyruklu yıldızları daha kısa yörüngelerde yakalayan gezegenden kaynaklandığı düşünülür.

En kısa yörünge periyodunda, Encke Kuyruklu yıldızının Jüpiter'in yörüngesine ulaşmayan bir yörüngesi vardır ve Encke tipi kuyruklu yıldız olarak bilinir. Yörünge periyotları 20 yıldan az olan ve ekliptik için düşük eğimli (30 dereceye kadar) kısa periyodlu kuyruklu yıldızlara geleneksel Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızları (JFC'ler) denir. Halley gibi yörünge periyotları 20 ile 200 yıl arasında değişen ve eğimleri sıfırdan 90 dereceden fazla olan kuyruklu yıldızlara Halley tipi kuyruklu yıldızlar (HTC'ler) denir. (2020 itibarıyla), 691 tanımlanmış JFC ile karşılaştırıldığında, 91 HTC'ler gözlemlendi.

Yakın zamanda keşfedilen ana kuşak kuyruklu yıldızlar, asteroit kuşağı içinde daha dairesel yörüngelerde dönen ayrı bir sınıf oluştururlar.

Eliptik yörüngeleri onları sıklıkla dev gezegenlere yaklaştırdığı için kuyruklu yıldızlar daha çok yerçekimi pertürbasyonları'na maruz kalırlar. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar, afellerinin dev gezegen'in yarı ana ekseniyle çakışma eğilimine sahiptir ve JFC'ler en büyük gruptur.[69] Oort bulutu'ndan gelen kuyruklu yıldızların yörüngelerinin yakın bir karşılaşmanın sonucunda dev gezegenlerin yerçekiminden güçlü bir şekilde etkilendiği açıktır. Jüpiter, diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin iki katından fazla kütleye sahip olmasıyla en büyük sapmaların kaynağıdır. Bu saptırmalar, uzun periyodlu kuyruklu yıldızları daha kısa yörünge periyotlarına doğru saptırabilir.

Yörünge özelliklerine dayanarak, kısa periyodlu kuyruklu yıldızların centaurlar ve Kuiper kuşağından/saçılmış disk- Neptün-ötesi gezegendeki bir nesne diskinden kaynaklandığı düşünülür. Uzun periyodu kuyruklu yıldızların kaynağının çok daha uzaktaki küresel Oort bulutu olduğu düşünülür (varlığını varsayan Hollandalı astronom Jan Hendrik Oort'tan sonra). Kuyruklu yıldız benzeri cisimlerin büyük sürülerinin, bu uzak bölgelerde kabaca dairesel yörüngelerde Güneş'in yörüngesinde döndüğü düşünülür. Ara sıra, dış gezegenlerin (Kuiper kuşağı cisimleri durumunda) veya yakındaki yıldızların (Oort bulut nesneleri durumunda) yerçekimi etkisi, bu cisimlerden birini eliptik bir yörüngeye fırlatabilir ve bu da onu Güneş'e doğru içeri doğru götürüp görünür bir kuyruklu yıldız yapacak yörünge oluşturur. Yörüngeleri önceki gözlemlerle belirlenmiş olan periyodik kuyruklu yıldızların geri dönüşünden farklı olarak, bu mekanizma ile yeni kuyruklu yıldızların ortaya çıkması tahmin edilemez. Güneşin yörüngesine fırlatıldığında ve sürekli olarak ona doğru çekildiğinde, kuyruklu yıldızlardan ömürlerini büyük ölçüde etkileyen tonlarca madde sıyrılır; ne kadar madde alınırsa, o kadar kısa yaşarlar ve bunun tersi de geçerlidir.

Kuyruklu yıldızlar ilke olarak Güneş'in çekim alanının etkisi altındadır. Yörüngeleri elips, parabol ender olarak da hiperbol çizer. Bu yörüngeler, izledikleri yola en yakın biçimleri ifade eder, çünkü kuyruklu yıldızlar aynı zamanda Güneş Sistemi'nin dokuz gezegeninin ve kendi çekirdeklerinden açığa çıkan anizotrop gazları çekim gücüyle bağlantısı olmaksızın etkisi altındadır. Bunlar, yörünge periyotlarına göre, yani Güneş'in çevresinde tam bir dolanım yapmak için harcadıkları zamana göre sınıflandırılırlar. Listesi yapılan 710 kuyruklu yıldızdan 121'inin periyodu 200 yılın altındadır; Bunlara "kısa periyotlu"'lar denir. Geriye kalan 589'u da "uzun periyotlular" grubunu oluşturur (Örneğin; C/2021 A1 (Leonard) gibi.

Kısa periyodlular günberi noktalarına yaklaştıklarında genel olarak birkaç kez gözlemlenebilir, bu da yörüngelerinin kesin belirlenmesini sağlar. Bunlar, Güneş'in çevresinde, Dünya'nın tutulumuna (Dünya'nın Güneş çevresindeki yörünge düzlemi) oranla biraz daha eğik bir düzlem içinde elips yörüngeler çizer; çoğu zaman Dünya ve öteki gezegenler yönünde dönerler (doğru yön). Günberi noktaları 0,34 AB ile 2,5 AB (1 AB = 1 astronomi birimi = Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafe, yani yaklaşık 150 milyon kilometre) arasındadır. Bu mesafenin ötesinde güçlükle gözlemlenirler. Periyodik kuyruklu yıldızların günöte noktaları çoğunlukla dev gezegenlerin yakınındadır. Günöte noktası, özellikle Güneş'ten 4 ilâ 6 AB uzaklıklar arasında Jüpiter'in yörüngesinin yakınındadır. En küçük yörünge periyoduna (yaklaşık 3 yıl 4 ay) sahip kuyruklu yıldız Encke Kuyruklu Yıldızı'dır.