Sarı cüce yıldız veyaG-tipi anakol yıldızı,yıldız sınıfı G veaydınlatma gücü V olananakol yıldızlarıdır. Bu tür yıldızlar 0,8Güneş kütlesi ile 1,2 Güneş kütlesi arasında kalanyıldızlar olarak tanımlanır ve ortalama sıcaklıkları 5.300-6.000°K arasındadır.[1] Ömürlerinin sonuna doğrukırmızı dev halini alırlar, ardından isebeyaz cüce olarak ölürler.Güneş, G-tipi anakol yıldızları arasında en çok bilinenidir. Güneş her saniyede bir yaklaşık 600 milyon tonhidrojenihelyuma dönüştürerekfüzyon nükleer enerjisi üretmektedir.[2] Bilinen diğer G-tipi yıldızlarAlpha Centauri A,Tau Ceti ve51 Pegasi'dir.[3][4][5]
Hidrojenihelyuma dönüştüren çekirdeğinde helyum birikmeye başlar. Helyum çekirdeği, üzerindeki maddeyi daha fazla çekmeye başlar. Helyum çekirdeğin etrafındaki hidrojen kabuğu her zaman olduğundan daha fazla sıkışır ve ısınır, bu yüksekısınma hidrojenin olduğundan daha yüksek şiddette füzyon tepkimesi yapmasına ve dolayısıyla daha çok enerjinin, ısının açığa çıkmasına sebep olur. Kabuktaki çekirdeğin sıkıştırmasından dolayı gerçekleşen bu tepki çok kısa bir sürede olur. Yıldız bir anda çok fazla ısınır ve genişler. Parlaklığı 1.000 ile 100.000 kat arası artar.
Çekirdeğin etrafındaki kabuğun ani tepkimelerle şişirdiği yıldızkırmızı dev formunun ilk aşamasına ulaşmıştır. Hidrojen kabuğunun şişirmesinden dolayı geldiği bu hali yaklaşık bir milyar yıl sürer.
Kırmızı devin helyum çekirdeğinin etrafındaki hidrojen kabuğu çok yüksek şiddette tepkime verdiği için çekirdek gittikçe ısınır. Madde birikmesi olduğu için kabuk daha da sıkıştıracaktır, dolayısıyla çekirdek helyum füzyonu yapacak ısıya ulaşır. Şimdiye kadarki süreçte sadece hidrojen helyuma dönüşüyordu, fakat bu aşamadan sonra helyum karbona dönüşecek ve yıldız daha çok enerji kazanmış olacak. Çekirdekte helyum füzyonu oldukça yıldız daha da şişmeye başlar. Bu durum 100 milyon yıl kadar sürer ve artık çekirdekte karbon vardır, onun etrafında helyum kabuğu, üstlerde ise hidrojen. Karbon çekirdeğinin etrafındaki helyum kabuğu da tıpkı daha önceki hidrojen kabuğu gibi füzyon yapmaya başlar ve kırmızı dev en parlak anına ulaşır. Bu süre 1 milyon yıl kadar sürer. Orta yıldızlar karbon füzyonu başlatamazlar ve helyumlar karbona dönüşünce ölürler.
Öldüklerinde çekirdek beyaz cüce olarak kalır, çoğunlukla elektron dejenere maddeden ve karbondan oluşmuştur. Beyaz cüceler uzaydaki dünya boyutlarında elmaslardır. Çekirdeğin dışındaki gaz ise dağılarak bulutsu halini alır. 1,4 Güneş kütlesinden küçük kütleye sahiptirler. BunaChandrasekhar limiti denir.Evrendeki yıldızların %90’ı bu sona sahip olacak, Güneş de dahil. Dünya’nınatmosferinin dağılmasına vesuyunbuharlaşmasına sebep olacak.
| Yıldız Kütlesi | Yarıçap | Yoğunluk | Son Ürün |
| Myıldız< 0,08 Mgüneş | 10-103 gr/cm3 | Kahverengi cüce | |
| 0,08 Mgüneş< Myıldız< 1,44 Mgüneş | 7000 km | 106 gr/cm3 | Beyaz cüce, soğuduktan sonrakara cüce |
| ~1,35 Mgüneş< Myıldız<~2,1 Mgüneş | 10-20 km | 8x1013-2x1015 gr/cm3 | Nötron yıldızı |
| Myıldız> ~3 Mgüneş | 4 km | >1016 gr/cm3 | Kara delik |
| Oluşum | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Evrim | |||||||
| Sınıflandırma |
| ||||||
| Nükleosentez | |||||||
| Yapı | |||||||
| Özellikler | |||||||
| Yıldız sistemleri | |||||||
| Dünya merkezli gözlemler | |||||||
| Listeler | |||||||
| İlgili | |||||||
 | Yıldız ile ilgili bu maddetaslak seviyesindedir. Madde içeriğinigenişleterek Vikipedi'ye katkı sağlayabilirsiniz. |
