Bilim
Güneşin yapısı nasıldır?
Güneşin yapısı: Eşsiz bir plazma topu olan Güneş, termal nükleer reaksiyonlarla hidrojeni helyuma dönüştürür. İçerisinde devasa enerji üretimi gerçekleşir. #GüneşYapısı
Güneşin Yapısı: Hidrojen ve Helyum Bileşenleri
Güneşin Yapısı: Hidrojen ve Helyum Bileşenleri Güneş, devasa boyutlara sahip olan ve büyük bir kısmını hidrojen ve helyum gibi elementlerin oluşturduğu bir yıldızdır. Bu alt başlık altında, Güneşin yapısını oluşturan hidrojen ve helyum bileşenlerini daha detaylı bir şekilde inceleyelim. Hidrojen, Güneşin en önemli bileşenidir ve Güneşin kütlesinin yaklaşık %74'ünü oluşturur. Hidrojen, tek proton ve bir elektrondan oluşan en basit elementtir. Güneşin merkezinde, hidrojen atomlarının yoğunlaşması sonucunda devasa bir hidrojen gazı çekirdeği bulunur. Bu çekirdek, Güneşin enerji üretiminde önemli bir role sahiptir. Helyum ise Güneşin ikinci en yaygın elementidir ve Güneşin kütlesinin yaklaşık %24'ünü oluşturur. Helyum, iki proton ve iki nötron içeren bir çekirdek ile çevresinde dönen iki elektronun oluşturduğu bir elementtir. Güneşin merkezindeki hidrojenin birleşerek helyum oluşturması, termal nükleer füzyon reaksiyonlarıyla gerçekleşir. Bu reaksiyonlar sırasında büyük miktarda enerji açığa çıkar. Güneşin hidrojen ve helyum bileşenleri, termal nükleer füzyon süreciyle etkileşime girer. Hidrojenin füzyonu, helyum oluşumunu ve devasa miktarda enerji açığa çıkmasını sağlar. Bu süreç, Güneşin iç tabakalarında gerçekleşir ve bu enerji, Güneşin parlaklığını ve sıcaklığını sağlayan termal enerjinin kaynağıdır. Sonuç olarak, hidrojen ve helyum, Güneşin temel yapı taşlarını oluşturan önemli bileşenlerdir. Hidrojenin helyumla olan termal nükleer füzyon reaksiyonları, Güneşin enerji üretimini sağlar ve Güneşin sürekli olarak ışık ve ısı yaymasını mümkün kılar. Not: 1774 karakter kullanılmıştır.
Güneşin İç Yapısı: Çekirdekten Dışa Doğru Tabakalar
Güneşin İç Yapısı: Çekirdekten Dışa Doğru Tabakalar Güneş, çekirdekten dışa doğru yayılan farklı tabakalardan oluşan bir yapıya sahiptir. Bu alt başlık altında, Güneşin iç yapısını ve çekirdekten dışa doğru ilerleyen tabakalarını daha detaylı bir şekilde ele alalım. Güneşin çekirdeği, Güneşin merkezinde yer alan en iç tabakadır. Çekirdek, yaklaşık olarak Güneşin yarıçapının %10'u kadar bir alanı kaplar. Burada, hidrojen atomlarının yoğunlaşması sonucunda gerçekleşen termal nükleer füzyon reaksiyonları gerçekleşir. Çekirdek sıcaklığı milyonlarca dereceye ulaşır ve bu yüksek sıcaklıkta hidrojen atomları helyuma dönüşerek enerji açığa çıkarır. Çekirdekten dışa doğru ilerledikçe, radyasyon bölgesi gelir. Radyasyon bölgesi, çekirdekten yayılan yoğun enerjinin yavaş yavaş dışarıya yayıldığı bir bölgedir. Burada, enerji fotondur ve sıkışık bir gaz ortamında dalgalar şeklinde hareket eder. Bu tabakada, enerjinin transferi foton etkileşimleri yoluyla gerçekleşir. Radyasyon bölgesinin üzerinde, konveksiyon bölgesi yer alır. Bu bölge, radyasyon bölgesinden dışarıya doğru genişler. Konveksiyon, ısı transferinin sıcak gaz veya sıvının hareketi yoluyla gerçekleştiği bir süreçtir. Güneşin konveksiyon bölgesinde, ısınan gazlar yükselirken soğuyan gazlar aşağıya doğru iner. Bu dolaşım, Güneşin yüzeyine doğru enerji taşır. En dış tabaka, fotosfer olarak adlandırılan görünür yüzeydir. Güneşin fotosferi, ışığın ve ısı enerjisinin dışarı yayıldığı noktadır. Burası, Güneşin karakteristik sarımsı renginin kaynağıdır. Fotosferde, Güneş lekeleri, granülasyon adı verilen parlak ve karanlık desenlerle görülen hareketli yapılar mevcuttur. Sonuç olarak, Güneşin iç yapısı çekirdekten dışa doğru ilerleyen farklı tabakalardan oluşur. Çekirdek, termal nükleer füzyon reaksiyonlarının gerçekleştiği en iç tabakadır.
Güneşin Sıcaklık ve Basınç Koşulları
Güneşin Sıcaklık ve Basınç Koşulları Güneş, muazzam sıcaklık ve basınç koşullarında faaliyet gösteren bir yıldızdır. Bu alt başlık altında, Güneşin sıcaklık ve basınç koşullarını daha detaylı bir şekilde ele alalım. Güneşin çekirdeği, inanılmaz derecede yüksek bir sıcaklık ve basınçla karakterizedir. Çekirdek sıcaklığı, milyonlarca dereceye ulaşır. Bu sıcaklık, hidrojen atomlarının termal nükleer füzyon reaksiyonları yoluyla helyum atomlarına dönüşmesini sağlar. Sıcaklık, çekirdek bölgesindeki hidrojen atomlarının hızlı hareketine ve enerji üretimine neden olan termal enerjinin kaynağıdır. Aynı şekilde, basınç da çekirdek bölgesinde son derece yüksektir. Hidrostatik denge adı verilen bir durumda, çekirdekteki yoğun hidrojen gazı basınç altında sıkışır. Bu basınç, hidrojen atomlarının birleşerek helyum oluşturmasını ve nükleer füzyon reaksiyonlarını sürdürmesini sağlar. Basınç aynı zamanda, çekirdekten dışarıya doğru hareket eden enerjinin dengeli bir şekilde dağılmasını sağlar. Çekirdekten dışarıya doğru ilerledikçe, sıcaklık ve basınç koşulları farklı tabakalarda değişiklik gösterir. Radyasyon bölgesinde, sıcaklık hala oldukça yüksektir, ancak basınç daha düşüktür. Enerji, radyasyon yoluyla iletilir ve sıcak gazların foton etkileşimleriyle enerji transferi gerçekleşir. Konveksiyon bölgesinde ise sıcaklık daha da düşerken basınç artar. Isınan gazlar yükselirken soğuyan gazlar aşağıya doğru hareket eder. Bu konvektif dolaşım, enerjinin daha yüzeylere doğru taşınmasını sağlar. Sonuç olarak, Güneşin sıcaklık ve basınç koşulları, çekirdekten dışa doğru yayılan tabakalarda farklılık gösterir. Çekirdek, milyonlarca derece sıcaklık ve yüksek basınçta hidrojenin helyuma dönüşmesini sağlar. Radyasyon ve konveksiyon bölgeleri, enerji transferinin gerçekleştiği ve Güneşin dış yüzeyine doğru sıcaklık ve basınç değişimlerini gösteren önemli bölgelerdir.
Güneşte Gerçekleşen Termal Nükleer Reaksiyonlar
Güneşte Gerçekleşen Termal Nükleer Reaksiyonlar Güneş, devasa termal nükleer reaksiyonlar sayesinde sürekli olarak enerji üreten bir yıldızdır. Bu alt başlık altında, Güneşte gerçekleşen termal nükleer reaksiyonları daha detaylı bir şekilde ele alalım. Güneşin enerji üretimi, hidrojenin helyuma dönüşümünü sağlayan termal nükleer füzyon reaksiyonlarıyla gerçekleşir. Bu reaksiyonlar, çekirdek bölgesinde yoğunlaşmış hidrojen gazı atomlarının birleşerek helyum atomlarına dönüşmesini içerir. Güneşteki temel termal nükleer reaksiyon, proton-proton zinciri olarak adlandırılır. Bu zincir, hidrojen atomlarının birleşmesiyle helyum atomlarının oluştuğu bir dizi adımdan oluşur. İlk aşamada, iki proton birleşerek bir deuterium atomunu oluşturur. Ardından, bir deuterium atomu başka bir protonla birleşerek helyum-3 atomunu meydana getirir. Helyum-3 atomu, iki helyum-3 atomunun birleşmesiyle helyum-4 atomuna dönüşür, aynı zamanda iki proton serbest bırakır. Bu zincir reaksiyonu, Güneşin içinde sürekli olarak tekrarlanır ve devasa miktarda enerji açığa çıkarır. Termal nükleer reaksiyonlar, Güneşin iç yapısındaki yüksek sıcaklık ve basınç koşullarında gerçekleşir. Sıcaklık, hidrojen atomlarının hızlı hareketine ve nükleer füzyon reaksiyonlarının tetiklenmesine neden olan termal enerjinin kaynağıdır. Basınç ise hidrojen atomlarının birleşerek helyum oluşturmasını ve enerji üretimini sürdürebilmek için gereklidir. Güneşte gerçekleşen termal nükleer reaksiyonlar, devasa miktarda enerji açığa çıkarır. Bu enerji, Güneşin parlaklığını ve sıcaklığını sağlar. Güneşten yayılan bu enerji, Dünya üzerindeki yaşamın sürdürülmesi için önemli bir kaynaktır. Sonuç olarak, Güneşte gerçekleşen termal nükleer reaksiyonlar, hidrojenin helyuma dönüşümünü sağlayan zincir reaksiyonlarıdır. Bu reaksiyonlar, Güneşin iç yapısındaki yüksek sıcaklık ve basınç koşullarında gerçekleşir ve devasa miktarda enerji üretilmesini sağlar.
Güneşin Enerji Üretimi: Füzyon Süreci
Güneşin Enerji Üretimi: Füzyon Süreci Güneş, devasa miktarda enerji üreten termal nükleer füzyon reaksiyonları sayesinde sürekli olarak yanmakta olan bir yıldızdır. Bu alt başlık altında, Güneşin enerji üretim süreci olan füzyonu daha detaylı bir şekilde ele alalım. Güneşin enerji üretimi, hidrojenin helyuma dönüşümünü içeren bir nükleer füzyon süreciyle gerçekleşir. Bu süreç, yüksek sıcaklık ve basınç koşullarında Güneşin içinde gerçekleşir. Sıcaklık, hidrojen atomlarının yüksek enerji seviyelerine yükselmesine ve nükleer reaksiyonları tetiklemesine olanak sağlar. Güneşteki temel füzyon reaksiyonu, proton-proton zinciri olarak adlandırılır. Bu zincir reaksiyonunda, hidrojen atomları birleşerek helyum atomlarına dönüşür. İlk aşamada, iki proton birleşerek bir deuterium atomunu oluşturur. Deuterium atomu, başka bir protonla birleşerek helyum-3 atomunu meydana getirir. Helyum-3 atomları daha sonra birleşerek helyum-4 atomunu ve iki protonu serbest bırakır. Bu reaksiyon zinciri, Güneşin içinde sürekli olarak tekrarlanır ve devasa miktarda enerji açığa çıkarır. Füzyon sürecinde, sıcaklık ve basınç hidrojen atomlarının itici kuvvetlerini yenerek bir araya gelmelerini sağlar. Bu süreç, Güneşin çekirdeğinde gerçekleşir. Çekirdek sıcaklığı, milyonlarca dereceye ulaşır ve hidrojen atomları son derece hızlı hareket eder. Bu yüksek sıcaklık ve hızlı hareket, hidrojen atomlarının elektromanyetik itici kuvvetlerini aşmalarını ve birleşerek helyum atomlarını oluşturmalarını sağlar. Füzyon süreci sonucunda açığa çıkan enerji, Güneşin parlaklığını ve sıcaklığını sağlar. Güneşin çekirdeğinde üretilen enerji, radyasyon ve konveksiyon yoluyla dış tabakalara taşınır ve sonunda Güneşin yüzeyinden uzaya yayılır. Sonuç olarak, Güneşin enerji üretimi, termal nükleer füzyon reaksiyonlarına dayanır. Hidrojen atomlarının helyum atomlarına dönüşümü, yüksek sıcaklık ve basınç koşullarında gerçekleşen füzyon süreciyle gerçekleşir.
Güneşin Plazma Yapısı ve Manyetik Alanlar
Güneşin Plazma Yapısı ve Manyetik Alanlar Güneş, plazma adı verilen yüksek sıcaklıkta iyonize olmuş gazların oluşturduğu bir yapıya sahiptir. Bu alt başlık altında, Güneşin plazma yapısı ve manyetik alanları arasındaki ilişkiyi daha detaylı bir şekilde ele alalım. Güneşin iç kısmında, yüksek sıcaklık ve yoğunluk, atomların elektronlarından ayrılmasına ve plazma haline dönüşmesine neden olur. Plazma, pozitif yüklü iyonlar ve serbest elektronlardan oluşan bir gazdır. Güneşin plazma yapısı, bu yüksek sıcaklık ve yoğunluk koşullarında var olan plazmanın özelliklerini yansıtır. Plazma, manyetik alanlara karşı duyarlıdır ve manyetik alanlarla etkileşime girer. Güneşin manyetik alanları, plazma hareketlerini etkileyerek güneş lekeleri, güneş patlamaları ve koronal kütle atımları gibi olaylara yol açar. Güneşin manyetik alanları, içeride oluşan dönme hareketleri ve akımlar nedeniyle oluşur. Manyetik alanlar, Güneşin plazma tabakalarında dönerek veya kıvrılarak oluşan güçlü manyetik alan hatlarına sahiptir. Bu manyetik alan hatları, plazmanın hareketi ve enerji transferi üzerinde etkilidir. Plazma akışları, manyetik alan hatlarına paralel veya çapraz hareket edebilir ve manyetik alanlardaki kıvrılmalar, plazma hareketlerini sınırlayabilir veya hızlandırabilir. Manyetik alanlar ayrıca güneş rüzgarının oluşumunu da etkiler. Güneşin dış tabakalarında yer alan plazma, manyetik alanlarla etkileşime girerek güneş rüzgarı adı verilen yüklü parçacıkların uzaya doğru yayılmasını sağlar. Güneşin plazma yapısı ve manyetik alanları, Güneşin dinamik ve etkileyici özelliklerini belirler. Bu etkileşimler, Güneşin aktivitesi, radyasyon patlamaları ve uzay hava durumu üzerinde önemli etkilere sahiptir. Sonuç olarak, Güneşin plazma yapısı, yüksek sıcaklıkta iyonize olmuş gazlardan oluşan bir yapıdır. Manyetik alanlar, Güneşin plazma tabakalarında oluşan dönme hareketleri ve akımlar nedeniyle oluşur.
Güneşin Atmosferi: Fotosfer, Kromosfer ve Korona
Güneşin Atmosferi: Fotosfer, Kromosfer ve Korona Güneş, etkileyici bir atmosfere sahip olan bir yıldızdır. Bu alt başlık altında, Güneşin atmosferinin temel bileşenleri olan fotosfer, kromosfer ve korona hakkında daha fazla bilgi verelim. Fotosfer, Güneşin görünür yüzeyini oluşturan en dış tabakadır. Güneşin fotosferi, yaklaşık olarak 500 km kalınlığındadır ve ışığı büyük ölçüde emen bir tabakadır. Fotosfer, Güneşin sıcaklığının yaklaşık 5,500°C olduğu bölgedir ve bu bölgede Güneşin karakteristik sarımsı rengi ortaya çıkar. Fotosferde, güneş lekeleri olarak adlandırılan koyu bölgeler ve granülasyon olarak adlandırılan hücre benzeri desenler gözlemlenebilir. Kromosfer, fotosferin üzerinde yer alan daha ince bir tabakadır. Kromosfer, fotosfere göre daha düşük yoğunluğa sahip olan ve yaklaşık olarak 2,000 km kalınlığındaki bir tabakadır. Güneşin kromosferi, hidrojen ve helyum gazlarından oluşur ve güçlü kırmızı renkte görülebilir. Kromosferde, Güneşin yüzeyinden dışarı doğru yayılan güçlü manyetik alanlardan kaynaklanan jetler, filamentler ve protuberanslar gibi olaylar gözlemlenebilir. Korona, Güneşin en dış atmosfer tabakasıdır. Korona, Güneşin görünen parıltısı sırasında genellikle görülmeyen ancak güneş tutulmaları sırasında belirgin hale gelen bir bölgedir. Korona, fotosfer ve kromosferden çok daha yüksek sıcaklıklara sahiptir ve milyonlarca dereceye kadar çıkabilir. Korona, Güneşin manyetik alanları tarafından şekillendirilir ve büyük ölçüde iyonize gazlar ve plazmadan oluşur. Korona, Güneş rüzgarının kaynağıdır ve Güneşin atmosferinin uzaya doğru yayılan sıcak ve yüklü parçacıklarını içerir. Güneşin atmosferindeki bu üç tabaka, farklı sıcaklıklara, yoğunluklara ve karakteristik özelliklere sahiptir. Fotosfer, Güneşin görünür yüzeyi olarak en dış tabakayı oluştururken, kromosfer daha ince bir tabakayı ve kırmızımsı renkte parıltıları gösterir.
Güneş Lekeleri ve Güneş Patlamaları
Güneş Lekeleri ve Güneş Patlamaları Güneş, yüzeyinde zaman zaman gözlemlenen güneş lekeleri ve güneş patlamaları gibi olaylarla dikkat çeken bir yıldızdır. Bu alt başlık altında, güneş lekeleri ve güneş patlamalarının ne olduğunu ve nasıl oluştuğunu daha detaylı bir şekilde açıklayalım. Güneş lekeleri, Güneşin yüzeyinde koyu, leke benzeri alanlardır. Bu lekeler, manyetik alanların yoğunlaştığı bölgelerdir ve genellikle daha düşük sıcaklığa sahiptirler. Güneş lekeleri, genellikle çift kutuplu manyetik yapılarla ilişkilidir ve genellikle aktif bölge olarak adlandırılan bölgelerde yoğunlaşır. Güneş lekeleri, Güneşin dönme hareketiyle ortaya çıkar ve yaklaşık 11 yıllık bir döngüde artar ve azalır. Güneş patlamaları ise Güneşin yüzeyinde meydana gelen ani ve şiddetli enerji patlamalarıdır. Bu patlamalar, manyetik alanların yoğunlaştığı bölgelerde gerçekleşir. Güneş patlamaları, yüklü parçacıkların uzaya fırlatılmasıyla sonuçlanır ve bu parçacıklar, Güneş rüzgarı olarak bilinen hızlı parçacık akışlarına neden olabilir. Güneş patlamaları, elektromanyetik radyasyonun geniş bir spektrumunu yayabilir ve radyo dalgaları, X ışınları ve gama ışınları gibi farklı frekanslarda gözlemlenebilir. Güneş lekeleri ve güneş patlamaları arasında bir ilişki vardır. Güneş lekeleri, manyetik alanların güneş yüzeyinde yoğunlaşmasından kaynaklanırken, güneş patlamaları bu manyetik alanların ani ve şiddetli bir şekilde bozulması sonucunda meydana gelir. Güneş patlamaları, yüksek enerjili parçacıkların uzaya fırlatılmasına ve Güneş rüzgarının oluşmasına neden olur. Güneş lekeleri ve güneş patlamaları, Güneşin aktivitesinin bir göstergesidir. Bu olaylar, Güneşin manyetik aktivitesiyle yakından ilişkilidir ve Güneşin atmosferini etkiler. Güneş lekeleri ve güneş patlamaları, Dünya'ya etkileriyle de önemlidir.
Güneş Rüzgarı ve Geomanyetik Fırtınalar
Güneş Rüzgarı ve Geomanyetik Fırtınalar Güneş, sürekli olarak yüksek hızlı yüklü parçacıklar yayarak uzaya doğru bir akış oluşturan bir rüzgar olarak bilinen bir fenomeni sergiler. Bu alt başlık altında, güneş rüzgarının ne olduğunu ve geomanyetik fırtınalarla ilişkisini daha detaylı bir şekilde açıklayalım. Güneş rüzgarı, Güneşin dış tabakalarında oluşan sıcak ve yüklü parçacıkların uzaya doğru yayılmasıyla oluşur. Bu parçacıklar, öncelikle elektronlar ve protonlardan oluşan bir plazma halindedir. Güneş rüzgarının hızı genellikle yaklaşık 400-800 km/s arasında değişir, ancak bazen daha yüksek hızlara ulaşabilir. Güneş rüzgarı, Güneşin manyetik alanıyla birlikte taşınır. Güneşin manyetik alan hatları, plazmanın hareketiyle birlikte uzaya doğru genişler ve güneş rüzgarının şekillenmesine yardımcı olur. Güneş rüzgarı, Güneşin manyetik alanlarının etkisiyle hızlanır ve uzaydaki diğer gezegenler ve gökcisimleri üzerinde etkiler yaratır. Güneş rüzgarı, Dünya ile etkileşime girerek geomanyetik fırtınalar olarak adlandırılan olaylara neden olabilir. Geomanyetik fırtınalar, Dünya'nın manyetik alanında dalgalanmalar ve değişimler yaratır. Bu fırtınalar, güneş rüzgarındaki yüklü parçacıkların Dünya'nın manyetik alanına girişiyle ortaya çıkar. Geomanyetik fırtınaların etkileri çeşitli olabilir. Dünya'nın manyetosferindeki değişimler, radyo iletişim sistemlerini etkileyebilir ve uydu işletmelerinde sorunlara neden olabilir. Ayrıca, geomanyetik fırtınalar, yeryüzündeki manyetik alan değişimleriyle birlikte kutup bölgelerinde aurora olaylarının oluşmasına yol açar. Geomanyetik fırtınaların şiddeti farklı olabilir ve K-index adı verilen bir ölçekle derecelendirilir. Düşük seviyeli fırtınalar genellikle hafif etkilere neden olurken, yüksek seviyeli fırtınalar daha ciddi sonuçlara yol açabilir. Sonuç olarak, güneş rüzgarı, Güneşin dış tabakalarında oluşan sıcak ve yüklü parçacıkların uzaya doğru yayılmasıdır.
Güneşin Evrimi ve Ömrü: Ana Dizi, Kızıl dev ve Beyaz Cüce Dönemleri
Güneşin Evrimi ve Ömrü: Ana Dizi, Kızıl Dev ve Beyaz Cüce Dönemleri Güneş, milyarlarca yıl süren bir evrim süreciyle şekillenen bir yıldızdır. Bu alt başlık altında, Güneşin evrimi ve ömrü hakkında ana dizi, kızıl dev ve beyaz cüce dönemleri hakkında daha fazla bilgi sunalım. Güneşin evrimi, başlangıcından sonuna kadar farklı aşamalardan geçer. Ana dizi aşaması, Güneşin en uzun süren evrimsel dönemidir. Ana dizi, Güneşin çekirdeğinde hidrojenin helyuma dönüştüğü nükleer füzyon reaksiyonlarının yoğun bir şekilde gerçekleştiği dönemdir. Bu süreçte, Güneş enerji üretir ve dengeli bir şekilde ışık ve sıcaklık yayarak yaklaşık 10 milyar yıl boyunca varlığını sürdürür. Ana dizi aşamasının sonunda, Güneşin çekirdeğindeki hidrojen yakıtı tükenir ve yerine helyum gelir. Bu değişim, çekirdek bölgesinde yoğunlaşmaya ve dış tabakaların genişlemesine neden olur. Güneş, kızıl dev aşamasına girer. Kızıl dev aşamasında, Güneşin dış tabakaları genişler ve soğur, bu da Güneşin hacminin artmasına yol açar. Güneş, ışığı ve sıcaklığı daha yoğunlaşmış bir şekilde yayarak genişleyen bir kızıl dev haline gelir. Kızıl dev aşamasının sonunda, Güneşin dış tabakalarının büyük bir kısmı uzaya doğru atılır. Geriye sadece çekirdek kalır ve beyaz cüce haline dönüşür. Beyaz cüce aşamasında, Güneşin iç kısmı yoğunlaşır ve helyum çekirdeği oluşur. Güneş, daha küçük bir boyuta ve daha düşük bir parlaklığa sahip olan beyaz bir cüceye dönüşür. Beyaz cüce aşaması, Güneşin son evrimsel dönemidir. Beyaz cüce, nükleer reaksiyonlardan enerji üretemez ve yavaş yavaş soğur. Bu aşamada, Güneşin ömrü tamamlanır ve sonunda soğuyan bir beyaz cüce olarak kalır. Güneşin evrimi ve ömrü, milyarlarca yıl süren bir süreçtir. Ana dizi aşamasında hidrojen yakıtı tükenir ve kızıl dev aşamasına geçilir.