Kırmızı dev

Kırmızı dev, yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede (yaklaşık 0.3-8 güneş kütlesi (M☉) ile) olan bir dev yıldız. 4.700 °C ya da daha düşük sıcaklıkta olabilir. Dış atmosferi şişkin ve seyrektir. Kırmızı devin dış görünümü sarı-turuncudan kırmızıya uzanabilmektedir ve K ve M tayfsal tipini içerir ayrıca S sınıfı yıldız ve karbon yıldızı.En yaygın kırmızı devler RGB adlı bölgenin sonunda dır ancak hala hidrojenin helyuma füzyonun devam eder. Diğer kırmızı devler, “thered clump” yıldızlar, sürecin soğuma aşamasındaki, çekirdeklerinde helyum-karbon füzyonu yaparlar ve asimptotik dev aşamasındaki yıldızlar, çekirdeklerinin dışında helyum yanan kabukları olan karbon-oksijen çekirdekli, ve bazen de hidrojen yanması olan kabuklu olanlar.[1]Çekirdeğinde hidrojen kaynağı tükenmiş kırmızı devler çekirdeğini çevreleyen bir kabuk içinde hidrojen termonükleer füzyon başlatırlar. Bunlar Güneş'in yarıçapından onlarca yüzlerce kat daha büyüktür. fakat, dış yüzeylerinin sıcaklığı daha düşüktür ve bu onlara kırmızı turuncu bir görünüm verir. Düşük enerji öz kütlesine rağmen güneşten daha fazla parlaktırlar bunun sebebi büyük olmalarından dolayıdır. Kırmızı devler güneşten 100 kat ile birkaç yüz kat daha fazla parlaktırlar. K veya M spektrallerinin yüzey sıcaklıkları, o 3.000-4.000 K civarındadır ve yarıçapları güneşten yaklaşık 20-100 kat dahafazladır. Yatay şekilde olanları daha sıcaktır fakat asimptotik dev şeklinde olan yıldızlar yaklaşık 10 kat daha parlaktır ama ikisi de kırmızı dev şeklinde olanlardan daha az bilindiktir.Kırmızı devlerin yaklaşık 0.3 M☉ - 8 M☉ aralığındaki kitlelerin ana-dizi yıldızlarından evrimleştiği kabul edilmektedir. [7] yıldızlararası ortamda çöken molekül bulutunun içindeki bir yıldız, hidrojen ve helyum içerir, eser miktarlarda "metal" de içermektedir. (yıldız yapıda, bu sadece 2 kat daha büyük atom sayısına, yani hidrojen veya helyum olmayan herhangi bir eleman anlamına gelmektedir). Buunsurlar tüm yıldız boyunca karıştırılır. Çekirdek füzyon tepkimesini başlamak için yeterince yüksek bir sıcaklığa (birkaç milyon kelvin) ulaşır ve hidrostatik denge kurduğunda yıldız ana dizisine ulaşır. Ana dizi ömrü boyunca, yıldızın içindeki hidrojen yavaş yavaş helyum’a dönüşür; çekirdek neredeyse tümhidrojen kaybettiğinde ana-dizi’nin hayat biter. Ana-dizi’nin ömrü yaklaşık 10 milyar yıldır. Çok büyük yıldızlar daha küçük yıldızlardan daha hızlı ve ortantısız yanar bu yüzden ömrü daha kısadır. [1]Yıldız özünde yakıt olarak hidrojen tükettiğinden, nükleer reaksiyonlar artık devam edemez ve böylece çekirdek kendi yerçekimi ile etkileşime girer. Bu sıcaklık ve basınç ile çekirdek etrafında bir kabuk içinde füzyonun devam etmesi için ilave olarak hidrojen getirir. Daha yüksek sıcaklıklar 1,000-10,000 arasında yıldızın parlaklığı artırmak için yeterli reaksiyon oranlarının artmasına yol açar. Sonrayıldızın dış katmanları yıldızın yaşamının kırmızı-dev aşamasına başlamadan, büyük ölçüde genişletir. Yıldız genişledikçe, yıldızın yanan kabuğunun ürettiği enerji daha düşük bir yüzey sıcaklığı, çok daha büyük bir yüzey alanına yayılır - dolayısıyla bir kırmızı dev haline gelir. Aslında, renk olarak genellikle turuncudur. Bu anda, yıldız Hertzsprung-Russel(H-R) diagramının kırmızı dev aşamasuan yükselir. [1] dış tabakalar konveksiyon yoluyla yüzeye enerjiyi taşırlar. Bu, tarihte ilk defa yıldızın yüzeyde yanmasına (çekirdeğinde değil). Bu olay eşelemek olarak adlandırılır.Kırmızı dev aşamasına doğru yıldızın izlediği evrimsel süreç,çekirdeğin yıldızın kütlesine bağlı olarak tamamen çökmesiyle biter.Güneş ve yıldızlar için 2 M☉’dan az [8] elektron dejenerasyon basıncı, çarpışmasını önlemek için yeteri kadar yoğun olacaktır. Çekirdek dejeneresi sonrasında,  üç-alfa süreci ile helyum karbonla füzyon başlamak için 108 K sıcaklığına ulaşana kadar ısıtmaya devam edecektir. Dejenere çekirdek Bu sıcaklığa ulaştığında, tüm çekirdek aynı anda helyum ile füzyona başlar. Dejenere olması için yeterli yoğunluk önce daha büyük  olan yıldızın çekirdeğinde 108 K e ulaşacak, böylece helyum füzyonu daha sorunsuz başlar. Yıldız bir kez çekirdeğinde helyum füzyonu aşamalarını geçirdiğinde artık kırmızı dev olarak adlandırılmaz [1]. Bir yıldızın çekirdeğin de helyum füzyonunun olduğu aşama, metal bakımından fakir yıldızların yatay dalı olarak adlandırılır. Bu isimle adlandırılırlar çünkü birçok yıldız kümeleri H-R diyagramının yatay çizgisi üzerindedir. H-RHelyum füzyonu yakacak kadar kütleli yıldızlarda, merkezdeki helyum tükenip yıldız bir daha çökmeye başladığında helyumun dış kabukta füzyon olmasını sağlayan analojik bir süreç belirir.Aynı zamanda hidrojen hemen dışarısında yanan kabuk içindeki helyumla füzyona başlayabilir. Bu yıldızı asimptotik kırmızı dev e koyar, ikinci kırmızı dev evresinde. [10] Karbon oksijen çekirdeğinde helyum füzyon sonuçları doğurur. Yaklaşık 8 M☉ altında bir yıldız [8] karbon-oksijen çekirdek füzyonu başlatamaz. Bunun yerine, asimptotik dev fazının sonunda yıldızı  beyaz cüce oluşur. Dış kütle ve birgezegenimsi bulutsu ile ejeksiyon yıldızının oluşturulması sağlanır. Yıldızın evrimi kırmızı dev faz ile biter. [1] kırmızı dev aşaması, hemen hemen tüm toplam bir milyar yıl sürer. Yatay-dal ve asimptotik dev-şube on kat hızlı hareket eder.Yıldız yaklaşık 0.2 - 0.5 M☉ aralığındaysa, [8] Bu enerji kırmızı deve dönüşmek için yeterli fakat helyum füzyonu oluşturmak için yetersizdir. [7] Bu "ara" yıldızlar biraz serin ve parlaklık artırmak ancak kırmızı-dev şube ve helyum çekirdek flaş ucu elde asla. Kırmızı-dev yükselişi sona erdiğinde birçok post-asimptotik dev yıldız gibi dış katmanları kaybolur ve daha sonra bir beyaz cüce haline gelir.Çok düşük kütleli yıldızlar tamamen konvektif [11] [12] helyumu hidrojen ile kaynaştırmak milyarlarca yıl alır.[13] Çok büyük yıldızlar için parlaklık ve sıcaklık sürekli fazlaca artar, ama hiçbir zaman kırmızı dev aşamasında veya helyum çekirdeği flaşının parlaklığına ulaşamaz. Sonunda yıldız tamamenkonvektif olmaktan çıkar. Kütleye bağlı olarak,hidrojen kabuğun yakımının zamanının artması için sıcaklığı ve yakım devam eder, yıldız Güneş den bile sıcak olabilir ve on kat daha parlak olur. Birkaç milyar yıl sonra, daha az parlak ve daha soğuklaşırlar, hidrojen kabuğun yanması devam etse bile. BunlarÇok yüksek kütleli yıldızlar süperdevlerden oluşurlar ve kendisini 4. HR diyagramına götüren evrimsel izi kırmızı devin sağ tarafından takip ederler. Bunlar genellikle tip II süpernova olarak hayatına son verirler. En kütleli yıldızlar, devlere ya da süper devlere dönüşmeden Wolf-Rayet yıldızlara dönüşebilir.sürülse de, olduğunda, yaşanılamaz. Bazı araştırmaların öne sürdüğüne göre, 1 M☉ yıldızın evrimleşmesi