Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Bu madde, uygun değildir. (Ekim 2017) |
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 , 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.
Kaynakça
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Bu madde Vikipedi bicem el kitabina uygun degildir Maddeyi Vikipedi standartlarina uygun bicimde duzenleyerek Vikipedi ye katkida bulunabilirsiniz Gerekli duzenleme yapilmadan bu sablon kaldirilmamalidir Ekim 2017 Hertzsprung Russell diyagrami Tayf tipi O B A F G K M L T Kahverengi cuceler Beyaz cuceler Kirmizi cuceler Alt cuceler Ana kol cuceler Alt devler Devler Kirmizi devler Mavi devler Parlak devler Ust devler Kirmizi ust dev Ustun devler mutlak parlaklik MV Kirmizi dev yildiz evriminin gec asamalarinda ve dusuk ya da orta kutlede yaklasik 0 3 8 gunes kutlesi M ile olan bir dev yildiz 4 700 C ya da daha dusuk sicaklikta olabilir Dis atmosferi siskin ve seyrektir Kirmizi devin dis gorunumu sari turuncudan kirmiziya uzanabilmektedir ve K ve M tayfsal tipini icerir ayrica S sinifi yildiz ve karbon yildizi En yaygin kirmizi devler RGB adli bolgenin sonunda dir ancak hala hidrojenin helyuma fuzyonun devam eder Diger kirmizi devler thered clump yildizlar surecin soguma asamasindaki cekirdeklerinde helyum karbon fuzyonu yaparlar ve asimptotik dev asamasindaki yildizlar cekirdeklerinin disinda helyum yanan kabuklari olan karbon oksijen cekirdekli ve bazen de hidrojen yanmasi olan kabuklu olanlar 1 En yakin kirmizi dev 88 isik yili ileridedir ancak bir sekilde kirmizi dev olarak tanimlanmis turuncu yildiz Arcturus 36 isik yili otededir KarakteristikleriCekirdeginde hidrojen kaynagi tukenmis kirmizi devler cekirdegini cevreleyen bir kabuk icinde hidrojen termonukleer fuzyon baslatirlar Bunlar Gunes in yaricapindan onlarca yuzlerce kat daha buyuktur fakat dis yuzeylerinin sicakligi daha dusuktur ve bu onlara kirmizi turuncu bir gorunum verir Dusuk enerji oz kutlesine ragmen gunesten daha fazla parlaktirlar bunun sebebi buyuk olmalarindan dolayidir Kirmizi devler gunesten 100 kat ile birkac yuz kat daha fazla parlaktirlar K veya M spektrallerinin yuzey sicakliklari o 3 000 4 000 K civarindadir ve yaricaplari gunesten yaklasik 20 100 kat daha fazladir Yatay sekilde olanlari daha sicaktir fakat asimptotik dev seklinde olan yildizlar yaklasik 10 kat daha parlaktir ama ikisi de kirmizi dev seklinde olanlardan daha az bilindiktir GelisimiKirmizi devlerin yaklasik 0 3 M 8 M araligindaki kitlelerin ana dizi yildizlarindan evrimlestigi kabul edilmektedir 7 yildizlararasi ortamda coken molekul bulutunun icindeki bir yildiz hidrojen ve helyum icerir eser miktarlarda metal de icermektedir yildiz yapida bu sadece 2 kat daha buyuk atom sayisina yani hidrojen veya helyum olmayan herhangi bir eleman anlamina gelmektedir Bu unsurlar tum yildiz boyunca karistirilir Cekirdek fuzyon tepkimesini baslamak icin yeterince yuksek bir sicakliga birkac milyon kelvin ulasir ve hidrostatik denge kurdugunda yildiz ana dizisine ulasir Ana dizi omru boyunca yildizin icindeki hidrojen yavas yavas helyum a donusur cekirdek neredeyse tum hidrojen kaybettiginde ana dizi nin hayat biter Ana dizi nin omru yaklasik 10 milyar yildir Cok buyuk yildizlar daha kucuk yildizlardan daha hizli ve ortantisiz yanar bu yuzden omru daha kisadir 1 Yildiz ozunde yakit olarak hidrojen tukettiginden nukleer reaksiyonlar artik devam edemez ve boylece cekirdek kendi yercekimi ile etkilesime girer Bu sicaklik ve basinc ile cekirdek etrafinda bir kabuk icinde fuzyonun devam etmesi icin ilave olarak hidrojen getirir Daha yuksek sicakliklar 1 000 10 000 arasinda yildizin parlakligi artirmak icin yeterli reaksiyon oranlarinin artmasina yol acar Sonra yildizin dis katmanlari yildizin yasaminin kirmizi dev asamasina baslamadan buyuk olcude genisletir Yildiz genisledikce yildizin yanan kabugunun urettigi enerji daha dusuk bir yuzey sicakligi cok daha buyuk bir yuzey alanina yayilir dolayisiyla bir kirmizi dev haline gelir Aslinda renk olarak genellikle turuncudur Bu anda yildiz Hertzsprung Russel H R diagraminin kirmizi dev asamasuan yukselir 1 dis tabakalar konveksiyon yoluyla yuzeye enerjiyi tasirlar Bu tarihte ilk defa yildizin yuzeyde yanmasina cekirdeginde degil Bu olay eselemek olarak adlandirilir Kirmizi dev asamasina dogru yildizin izledigi evrimsel surec cekirdegin yildizin kutlesine bagli olarak tamamen cokmesiyle biter Gunes ve yildizlar icin 2 M dan az 8 elektron dejenerasyon basinci carpismasini onlemek icin yeteri kadar yogun olacaktir Cekirdek dejeneresi sonrasinda uc alfa sureci ile helyum karbonla fuzyon baslamak icin 108 K sicakligina ulasana kadar isitmaya devam edecektir Dejenere cekirdek Bu sicakliga ulastiginda tum cekirdek ayni anda helyum ile fuzyona baslar Dejenere olmasi icin yeterli yogunluk once daha buyuk olan yildizin cekirdeginde 108 K e ulasacak boylece helyum fuzyonu daha sorunsuz baslar Yildiz bir kez cekirdeginde helyum fuzyonu asamalarini gecirdiginde artik kirmizi dev olarak adlandirilmaz 1 Bir yildizin cekirdegin de helyum fuzyonunun oldugu asama metal bakimindan fakir yildizlarin yatay dali olarak adlandirilir Bu isimle adlandirilirlar cunku bircok yildiz kumeleri H R diyagraminin yatay cizgisi uzerindedir H R diyagraminda metalce zengin helyum fuzyon yildizlar yerine kizil kume denir 9 Helyum fuzyonu yakacak kadar kutleli yildizlarda merkezdeki helyum tukenip yildiz bir daha cokmeye basladiginda helyumun dis kabukta fuzyon olmasini saglayan analojik bir surec belirir Ayni zamanda hidrojen hemen disarisinda yanan kabuk icindeki helyumla fuzyona baslayabilir Bu yildizi asimptotik kirmizi dev e koyar ikinci kirmizi dev evresinde 10 Karbon oksijen cekirdeginde helyum fuzyon sonuclari dogurur Yaklasik 8 M altinda bir yildiz 8 karbon oksijen cekirdek fuzyonu baslatamaz Bunun yerine asimptotik dev fazinin sonunda yildizi beyaz cuce olusur Dis kutle ve bir gezegenimsi bulutsu ile ejeksiyon yildizinin olusturulmasi saglanir Yildizin evrimi kirmizi dev faz ile biter 1 kirmizi dev asamasi hemen hemen tum toplam bir milyar yil surer Yatay dal ve asimptotik dev sube on kat hizli hareket eder Yildiz yaklasik 0 2 0 5 M araligindaysa 8 Bu enerji kirmizi deve donusmek icin yeterli fakat helyum fuzyonu olusturmak icin yetersizdir 7 Bu ara yildizlar biraz serin ve parlaklik artirmak ancak kirmizi dev sube ve helyum cekirdek flas ucu elde asla Kirmizi dev yukselisi sona erdiginde bircok post asimptotik dev yildiz gibi dis katmanlari kaybolur ve daha sonra bir beyaz cuce haline gelir Kirmizi dev olmayan yildizlarCok dusuk kutleli yildizlar tamamen konvektif 11 12 helyumu hidrojen ile kaynastirmak milyarlarca yil alir 13 Cok buyuk yildizlar icin parlaklik ve sicaklik surekli fazlaca artar ama hicbir zaman kirmizi dev asamasinda veya helyum cekirdegi flasinin parlakligina ulasamaz Sonunda yildiz tamamen konvektif olmaktan cikar Kutleye bagli olarak hidrojen kabugun yakiminin zamaninin artmasi icin sicakligi ve yakim devam eder yildiz Gunes den bile sicak olabilir ve on kat daha parlak olur Birkac milyar yil sonra daha az parlak ve daha soguklasirlar hidrojen kabugun yanmasi devam etse bile Bunlar soguk beyaz cuceye donusur 14 Gelecekteki YasanabilirlikleriCok yuksek kutleli yildizlar superdevlerden olusurlar ve kendisini 4 HR diyagramina goturen evrimsel izi kirmizi devin sag tarafindan takip ederler Bunlar genellikle tip II supernova olarak hayatina son verirler En kutleli yildizlar devlere ya da super devlere donusmeden Wolf Rayet yildizlara donusebilir GezegenlerSubat 2014 itibariyla Kirmizi dev oldugu bilinen M tipi HD 208 527 220 074 ve HD gezegenler 17 Pollux Gama Cephei ve Iota Draconis dir Gelecekteki yasanabilirlikleri Kizmizi deve evrimlesme yildizin gezegenimsi sistemini geriletecegi geleneksel olarak one surulse de oldugunda yasanilamaz Bazi arastirmalarin one surdugune gore 1 M yildizin evrimlesmesi sirasinda kirmizi deve yasanilabilir bir alanda birkac kez barinabilir 109 yasinda 2 AU 108 yasinda 9 AU etrafinda iken belki de yasanilabilir bir dunya icin yeterli zaman vardir Kirmizi yildiz asamasindan sonra bu sekilde yasanilabilir bir alan 7 ve 22AU arasinda olucaktir 109 il icerisinde 18 Gezegenlerdeki Genisleme Haziran 2014 itibariyla dev yildizlarin cevresinde 50 dev gezegen bulunmustur Bu yildizlar gunes sistemi cevresinde bulunan dev gezegenlerden daha buyuktur Bunun sebebi dev yildizlarin gunesten daha buyuk olmasidir daha kucuk buyuk yildizlar hala oldugu gibi devam eder ve dev yildiz olmazlar ve daha buyuk kutleli yildizlarin daha buyuk gezegenler olmasi beklenir Fakat gezegenlerin kutleleri cevrelerinde bulunan dev yildizlar ile bagimsizdir boylelikle gezegenler kirmizi dev evresinde buyumeye devam edebilir Cok daha buyuk bir etki dev gezegenin yorunge mesafesi disarisinda genisler gezegene yildizdan ruzgarla gelen birikimle birlikte kutle aktarimina neden olur buna Roche lobu denir 19 Cok bilinen ornekler Gece gokyuzunde belirgin parlak kirmizi devler kirmizi superdevler ve buyuk Antares Alpha Scorpii Betelgeuse Alpha Orionis ve Aldebaran Alfa Tauri Arcturus Alfa Bootis ve Gama Crucis Gacrux icerir Mira o Ceti kirmizi M tipi asimptotik dev dal devi Albireo b Kugu K tipi dev 4 Cassiopeiae 4 Cas bir M tipi dev Kirmizi dev olarak Gunes Ayrica bakiniz Gunes Yasam evreleri 5 milyar ila 6 milyar yil icinde Gunes in cekirdegindeki hidrojen yakiti tuketilmis olacak ve genisleme baslayacaktir En buyuk seviyeye ulastiginda dunyanin yorungesine ulasacak Daha sonra tamamen atmosferini kaybedecek Gunesin evrimi kirmizi devden itibaren modellenmistir fakat Gunes in dunyayi yutacagimi yoksa yorungesinde tutacagimi hala aciklanabilmis degildir Gunes hidrojen yaktiginda bir kisim kutle kaybeder Onumuzdeki 5 6 milyarlik zaman dilimindeki gezegenlerin yorungelerini hesaplarken onemli belirsizlikler bulunmaktadir yani Dunya nin kaderi iyi anlasilmis degildir En parlak kirmizi dev halindeki gunes o zaman birkac bin kat daha parlak olacak ama yuzey sicakligi yarisi kadar olacaktir Gunes kirmizi dev asamasinda Dunya uzerinde uzerindeki tum sulari kaynatarak uzaya gondererek ve boylelikle dunyadaki yasami bitirecektir Kirmizi dev Mira yildizi ve dis katmanlarindan yayilan maddelerden olusan 13 isik yili uzunlugundaki kuyrugunu gosteren bir UV mozayigi Kaynakca