Hertzsprung-Russell diyagramı
Tayf tipi
O
B
A
F
G
K
M
L
T
Kahverengi cüceler
Beyaz cüceler
Kırmızı cüceler
Alt cüceler
Ana kol  
("cüceler")
Alt devler
Devler
Kırmızı devler
Mavi devler
Parlak devler
Üst devler
Kırmızı üst dev
Üstün devler
mutlak  
parlaklık  
(MV)

**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]

En yakın kırmızı dev Gamma Crucis, 88 ışık yılı ileridedir ancak bir şekilde kırmızı dev 
olarak tanımlanmış turuncu yıldız Arcturus 36 ışık yılı ötededir.

Karakteristikleri
-----------------

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 daha
fazladır. 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.

Gelişimi
--------

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). Bu
unsurlar 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 tüm
hidrojen 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. Sonra
yıldızın 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-R
diyagramında metalce zengin helyum-füzyon yıldızlar yerine kızıl küme denir. [9]

Helyum 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 bir
gezegenimsi 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.

Kırmızı dev olmayan yıldızlar
-----------------------------

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 tamamen
konvektif 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. Bunlar
soğuk beyaz cüceye dönüşür. [14]

Gelecekteki Yaşanabilirlikleri
------------------------------

Çok 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.

Gezegenler
----------

Şubat 2014 itibarıyla Kırmızı dev olduğu bilinen M-tipi HD 208.527, 220.074 ve HD, gezegenler
[17] Pollux, Gama Cephei ve Iota Draconis’dir.

Gelecekteki yaşanabilirlikleri

Kızmızı deve
evrimleşme, yıldızın gezegenimsi sistemini gerileteceği geleneksel olarak öne
sürülse de, olduğunda, yaşanılamaz. Bazı araştırmaların öne sürdüğüne göre, 1 M☉ yıldızın evrimleşmesi
sırasında, kırmızı deve, yaşanılabilir bir alanda birkaç kez barınabilir 109 yaşında
2 AU,108 yaşında 9 AU etrafında iken, belki de yaşanılabilir bir dünya için
yeterli zaman vardır. Kırmızı yıldız aşamasından sonra, bu şekilde yaşanılabilir
bir alan, 7 ve 22AU arasında, olucaktır 109 ıl içerisinde.[18]

### Gezegenlerdeki Genişleme

Haziran 2014
itibarıyla, dev yıldızların çevresinde 50 dev gezegen bulunmuştur. Bu yıldızlar
güneş sistemi çevresinde bulunan dev gezegenlerden daha büyüktür. Bunun sebebi
dev yıldızların güneşten daha büyük olmasıdır (daha küçük büyük yıldızlar hala
olduğu gibi devam eder ve dev yıldız olmazlar) ve daha büyük kütleli yıldızların
daha büyük gezegenler olması beklenir. Fakat gezegenlerin kütleleri çevrelerinde
bulunan dev yıldızlar ile bağımsızdır böylelikle gezegenler kırmızı dev
evresinde büyümeye devam edebilir. Çok daha büyük bir etki dev gezegenin
yörünge mesafesi dışarısında genişler gezegene yıldızdan rüzgarla gelen
birikimle birlikte kütle aktarımına neden olur buna Roche lobu denir. [19]

### Çok bilinen örnekler

Gece
gökyüzünde belirgin parlak kırmızı devler, kırmızı süperdevler ve büyük Antares
(Alpha Scorpii),Betelgeuse (Alpha Orionis) ve Aldebaran (Alfa Tauri), Arcturus
(Alfa Bootis) ve Gama Crucis (Gacrux) içerir.

• Mira (ο
Ceti), kırmızı M-tipi asimptotik dev dal devi.

• Albireo (β
Kuğu), K-tipi dev.

• 4
Cassiopeiae (4 Cas), bir M-tipi dev.

### Kırmızı dev olarak Güneş

Ayrıca
bakınız: Güneş § Yaşam evreleri

5 milyar ila
6 milyar yıl içinde, Güneş’in çekirdeğindeki hidrojen yakıtı tüketilmiş olacak ve
genişleme başlayacaktır. En büyük seviyeye ulaştığında dünyanın yörüngesine
ulaşacak. Daha sonra tamamen atmosferini kaybedecek. Güneşin evrimi kırmızı
devden itibaren modellenmiştir, fakat Güneş’in dünyayı yutacağımı yoksa
yörüngesinde tutacağımı hala açıklanabilmiş değildir. Güneş hidrojen yaktığında
bir kısım kütle kaybeder. Önümüzdeki 5-6 milyarlık zaman dilimindeki
gezegenlerin yörüngelerini hesaplarken önemli belirsizlikler bulunmaktadır,
yani Dünya'nın kaderi iyi anlaşılmış değildir. En parlak, kırmızı-dev halindeki
güneş o zaman birkaç bin kat daha parlak olacak ama yüzey sıcaklığı yarısı
kadar olacaktır. Güneş kırmızı dev aşamasında, Dünya üzerinde üzerindeki tüm
suları kaynatarak uzaya göndererek ve böylelikle dünyadaki yaşamı bitirecektir.

Kırmızı dev Mira yıldızı ve dış katmanlarından yayılan maddelerden oluşan 13 ışık yılı uzunluğundaki kuyruğunu gösteren bir UV mozayiği.

Kaynakça
--------



| * g
* t
* d
Yıldızlar |
| --- |
| 
* Liste

 |
| Oluşum | 
* Yığılma
* Moleküler bulut
* Bart damlacığı
* Genç yıldız cismi
	+ Önyıldız
	+ Anakol öncesi yıldız
	+ Herbig Ae/Be
	+ T Tauri
* Herbig-Haro cismi
* Hayashi çizgileri
* Henyey çizgileri

 |
| Evrim | 
* Anakol
* Kırmızı dev kol
* Yatay kol
	+ Kırmızı yığın
* Asimptotik dev kol
	+ Süper-AGB
* Maviye dönüş
* Gezegenimsi bulutsu
	+ Ön gezegenimsi
* Wolf-Rayet bulutsusu
* PG 1159
* Tırmıklama
* OH/IR
* Kararsızlık kuşağı
* Parlak mavi değişen
* Yıldızlar öbeği
* Süpernova
	+ Süper Parlak
	+ Hipernova

 |
| Sınıflandırma | 

|  |
| --- |
| 
* Erken
* Geç
* Anakol
	+ O
	+ B
	+ A
	+ F
	+ G
	+ K
	+ M
* Altcüce
	+ O
	+ B
* WR
* OB
* Altdev
* Dev
	+ Mavi
	+ Kırmızı
	+ Sarı
* Parlak dev
* Üstdev
	+ Mavi
	+ Kırmızı
	+ Sarı
* Üstündev
	+ Sarı
* Karbon
	+ S
	+ CN
	+ CH
* Beyaz cüce
* Kimyasal tuhaf
	+ Am
	+ Ap/Bp
	+ CEMP
	+ HgMn
	+ He-zayıf
	+ Baryum
	+ Lambda Boötis
	+ Kurşun
	+ Teknesyum
* Be yıldızı
	+ Kabuklu
* B[e]
* Helyum
	+ Aşırı
* Mavi başıboş

 |
| Kalıntılar | 
* Sıkışık yıldız
* Parker yıldızı
* Beyaz cüce
	+ Helyum gezegeni
* Nötron yıldızı
	+ Radyo-sessiz
	+ Pulsar
		- İkili
		- X ışını
	+ Magnetar
* Yıldız kaynaklı kara delikler
* X ışını ikilisi
	+ X ışını patlaması
* SGR

 |
| Varsayımsal | 
* Mavi cüce
* Kara cüce
* Egzotik
	+ Bozon
	+ Elektrozayıf
	+ Garip
	+ Preon
	+ Planck
	+ Karanlık
	+ Karanlık enerjili
	+ Kuark
	+ Q yıldızı
* Kara delik yıldızı
	+ Kara
	+ Hawking
	+ Quasi
* Gravastar
* Thorne-Żytkow nesnesi
* Demir yıldız
* Blitzar
* Beyaz delik

 |

 |
| Nükleosentez | 
* Döteryum füzyonu
* Lityum füzyonu
* Proton-proton zincirleme reaksiyonu
* KAO döngüsü
* Helyum parlaması
* Üçlü alfa süreci
* Alfa süreci
* Karbon yanma
* Neon yanma
* Oksijen yanma
* Silikon yanma
* S-süreci
* R-süreci
* P-süreci
* Füzor
* Nova
	+ Simbiyotik
	+ Kalıntı
	+ Parlak kırmızı nova
	+ Tekrarlayan
	+ Mikronova
* Süpernova

 |
| Yapı | 
* Çekirdek
* Konveksiyon bölgesi
	+ Mikrotürbülans
	+ Salınımlar
* Işınım bölgesi
* Atmosfer
	+ Işık yuvarı
	+ Yıldız lekesi
	+ Renk yuvarı
	+ Taç küre
	+ Alfvén yüzeyi
* Yıldız rüzgarı
	+ Kabarcık
	+ İki kutuplu akış
* Yığılma diski
	+ Ön gezegen diski
	+ İyonize ön gezegen diski
* Asterosismoloji
	+ Helyosismoloji
* Çöküntü tozu
* Kozmik toz
* Çöküntü zarfı
* Eddington aydınlatma gücü
* Kelvin-Helmholtz mekanizması

 |
| Özellikler | 
* Adlandırma
* Dinamikler
* Etkin sıcaklık
* Aydınlatma gücü
* Kinematik
* Manyetik alan
* Mutlak parlaklık
* Kütle
* Metallik
* Dönüş
* Yıldız ışığı
* Değişen yıldız
* Fotometrik sistem
* Renk ölçeği
* Hertzsprung-Russell diyagramı
* Renk-renk diyagramı
* Strömgren küresi
* Kraft kırılması

 |
| Yıldız sistemleri | 
* İkili
	+ Değen
	+ Ortak zarf
	+ Örten
	+ Simbiyotik
* Çoklu
* Küme
	+ Açık
	+ Küresel
	+ Süper
* Gezegen sistemi

 |
| Dünya merkezligözlemler | 
* Güneş
	+ Güneş radyo emisyonu
	+ Güneş Sistemi
	+ Güneş ışığı
* Kutup Yıldızı
* Batmayan
* Takımyıldız
* Yıldız deseni
* Büyüklük
	+ Kadir
	+ Sönme
	+ Fotografik
* Dikeyhız
* Özdevinim
* Paralaks
* Fotometrik-standart

 |
| Listeler | 
* Yıldız adları
	+ Arapça
	+ Çince
* Enler
	+ En büyük kütleli
	+ En sıcak
	+ En büyük hacimli
	+ En az hacimli
	+ En parlak
	+ En aydınlık
	+ En yakın
		- En yakın parlak
* Güneşdışı gezegenler
* Kahverengi cüceler
* Beyaz cüceler
* Samanyolu'ndaki novalar
* Süpernovalar
	+ Süpernova adayları
	+ Süpernova kalıntıları
* Gezegenimsi bulutsular
* Yıldız astronomisi zaman çizelgesi

 |
| İlgili | 
* Yıldızaltı nesne
	+ Kahverengi cüce
	+ Kahverengi altcüce
	+ Gezegen
* Galaktik yıl
* Galaksi
* Misafir
* Kütleçekim
* Galaksilerarası yıldız
* Gelgit bozulması olayı

 |
| 
* Kategori**Kategori:Yıldızlar**
* Commons sayfası **Commons**

 |

|  |  |
| --- | --- |
| Otorite kontrolü Bunu Vikiveri'de düzenleyin | 
* GND: 4178528-9
* LCCN: sh85112059
* NLI: 987007565759105171

 |