Kırmızı dev

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
(M_V)

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.

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.

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.

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]

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.

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]

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]

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.

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.