Raksasa merah: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
Tidak ada ringkasan suntingan Tag: VisualEditor Suntingan perangkat seluler Suntingan peramban seluler |
|||
| (62 revisi perantara oleh 5 pengguna tidak ditampilkan) | |||
Baris 1:
{{Star nav}}
'''Raksasa merah''' adalah [[bintang raksasa]]
[[Berkas:Mira 1997.jpg|jmpl|200px|ka|Bintang raksasa merah [[Mira]].]]▼
▲'''Raksasa merah''' adalah [[bintang raksasa]] bercahaya rendah bermassa menengah (kira-kira 0,3-8 massa matahari (<var>M</var><sub>☉</sub>) dalam fase akhir dari [[evolusi bintang]]. Atmosfer luarnya menggembung dan lemah, membuat radiusnya membesar dan suhu permukaan rendah, sekitar 5.000 K (4.700°C; 8.500°F) atau lebih rendah. Raksasa merah munculnya dalam sebagai warna dari kuning-oranye ke merah, termasuk [[Klasifikasi bintang|tipe spektrum]] K dan M, tetapi juga [[bintang kelas S]] dan sebagian besar merupakan [[bintang karbon]].
Raksasa merah berbeda berdasarkan cara mereka menghasilkan energi:
* Raksasa merah yang paling umum adalah bintang pada [[cabang raksasa merah]] (RGB) yang masih menggabungkan hidrogen menjadi helium dalam cangkang yang mengelilingi inti heliumnya yang membengkak.
* [[Rumpun merah|bintang rumpun merah]] di bagian dingin dari [[cabang horizontal]], yang menggabungkan helium menjadi karbon di intinya melalui [[proses triple-alpha]].
* [[Cabang raksasa asimtotik|Bintang raksasa asimtotik]] (AGB) bintang dengan cangkang pembakaran helium di luar inti karbon-oksigen yang mengalami degenerasi, dan cangkang pembakaran hidrogen tepat di luar itu.
Banyak dari bintang terang yang terkenal adalah
== Karakteristik ==
▲[[Berkas:Mira 1997.jpg|jmpl|200px|ka|Bintang raksasa merah [[Mira]].]]
Raksasa merah adalah bintang yang telah kehabisan pasokan hidrogen di intinya dan telah memulai fusi termonuklir hidrogen dalam cangkang yang mengelilingi inti. Mereka memiliki jari-jari puluhan hingga ratusan kali lebih besar dari Matahari. Namun, lapisan luar mereka bersuhu lebih rendah, membuat warna mereka menjadi kuning-oranye kemerahan. Meskipun kepadatan energi selubungnya lebih rendah, raksasa merah berkali-kali lebih bercahaya daripada Matahari karena ukurannya yang besar. Bintang bercabang raksasa merah memiliki luminositas hingga hampir tiga ribu kali Matahari (<var>L</var><sub>☉</sub>), jenis spektrum K atau M, memiliki suhu permukaan 3.000–4.000 K, dan radius hingga sekitar 200 kali Matahari (<var>R</var><sub>☉</sub>). Bintang di [[cabang horizontal]] lebih panas, dengan hanya kisaran kecil luminositas sekitar 75 <var>L</var><sub>☉</sub>. Bintang cabang raksasa asimtotik berkisar dari luminositas yang serupa dengan bintang yang lebih terang dari cabang raksasa merah, hingga beberapa kali lebih terang pada akhir fase denyut termal.▼
▲Raksasa merah adalah bintang yang telah kehabisan pasokan hidrogen di intinya dan telah memulai [[fusi termonuklir]] hidrogen dalam cangkang yang mengelilingi inti. Mereka memiliki jari-jari puluhan hingga ratusan kali lebih besar dari Matahari. Namun, lapisan luar mereka bersuhu lebih rendah, membuat warna mereka menjadi kuning-oranye kemerahan. Meskipun kepadatan energi selubungnya lebih rendah, raksasa merah berkali-kali lebih bercahaya daripada Matahari karena ukurannya yang besar. Bintang bercabang raksasa merah memiliki luminositas hingga hampir tiga ribu kali Matahari (<var>L</var><sub>☉</sub>), jenis spektrum K atau M, memiliki suhu permukaan 3.000–4.000 K, dan radius hingga sekitar 200 kali Matahari (<var>R</var><sub>☉</sub>). Bintang di [[cabang horizontal]] lebih panas, dengan hanya memiliki luminositas dalam kisaran kecil,
Di antara bintang-bintang cabang raksasa asimtotik termasuk bintang karbon tipe CN dan CR akhir, yang dihasilkan ketika karbon dan elemen lainnya dikonveksi ke permukaan dalam apa yang disebut pengerukan . Pengerukan pertama terjadi selama pembakaran cangkang hidrogen di cabang raksasa merah, tetapi tidak menghasilkan karbon yang berlimpah di permukaan. Yang kedua, dan terkadang ketiga, pengerukan terjadi selama cangkang helium terbakar di cabang raksasa asimtotik dan mengikat karbon ke permukaan pada bintang yang cukup masif.▼
▲
Tungkai bintang raksasa merah tidak didefinisikan secara tajam, bertentangan dengan penggambaran mereka dalam banyak ilustrasi. Sebaliknya, karena kepadatan massa selubung yang sangat rendah, bintang-bintang tersebut tidak memiliki fotosfer yangterdefinisi dengan baik , dan tubuh bintang secara bertahap bertransisi menjadi ' korona '. Raksasa merah paling keren memiliki spektrum kompleks, dengan garis molekuler, fitur emisi, dan terkadang maser, terutama dari bintang AGB yang berdenyut termal. ▼
▲
Ciri penting lain dari raksasa merah adalah, tidak seperti bintang mirip Matahari yang fotosfernya memiliki sejumlah besar
== Evolusi ==
{{Main|Evolusi bintang#Bintang berukuran sedang}}
[[Berkas:The life cycle of a Sun-like star (annotated).jpg|kiri|jmpl|Gambar ini melacak evolusi kehidupan bintang mirip [[Matahari]], dari kelahirannya di sisi ''kiri'' gambar hingga evolusinya menjadi raksasa.]]
Raksasa merah yang berevolusi dari [[deret utama]] memiliki massa kisaran sekitar 0,3 <var>M</var><sub>☉</sub> menjadi sekitar 8 <var>M</var><sub>☉</sub>.<ref name=":0">{{Cite journal|last=Laughlin|first=Gregory|last2=Bodenheimer|first2=Peter|last3=Adams|first3=Fred C.|date=1997-06-10|title=The End of the Main Sequence|url=http://dx.doi.org/10.1086/304125|journal=The Astrophysical Journal|volume=482|issue=1|pages=420–432|doi=10.1086/304125|issn=0004-637X}}</ref> Ketika sebuah bintang awalnya terbentuk dari [[awan molekul]] yang runtuh di [[medium antarbintang]], ia mengandung sebagian besar hidrogen dan helium, dengan sejumlah kecil "logam" (dalam struktur bintang, ini hanya mengacu pada unsur ''apa pun'' yang bukan hidrogen atau helium, yaitu nomor atom lebih besar dari 2). Semua elemen ini tercampur secara beragam di seluruh bintang. Bintang mencapai urutan utama ketika inti mencapai suhu yang cukup tinggi untuk memulai menggabungkan hidrogen (beberapa juta kelvin) dan membentuk [[kesetimbangan hidrostatis]]. Selama kehidupan urutan utamanya, bintang perlahan-lahan mengubah hidrogen di intinya menjadi helium; umur urutan utamanya berakhir ketika hampir semua hidrogen di inti telah menyatu. Bagi Matahari, umur urutan utama adalah sekitar 10 miliar tahun. Bintang yang lebih masif membakar hidrogen lebih cepat secara tidak proporsional sehingga memiliki umur yang lebih pendek daripada bintang yang kurang masif.<ref name=":1">{{Cite book|last=Zeilik, Michael.|date=1998|url=https://www.worldcat.org/oclc/38157539|title=Introductory astronomy & astrophysics|location=Belmont Drive, CA|publisher=Brooks/Cole, Cengage Learning|isbn=0-03-006228-4|edition=4th ed|others=Gregory, Stephen A.|oclc=38157539}}</ref>
Ketika bintang menghabiskan bahan bakar hidrogen di intinya, [[reaksi nuklir]] tidak dapat lagi berlanjut dan inti mulai berkontraksi karena gravitasinya sendiri. Hal ini membawa hidrogen tambahan ke zona di mana suhu dan tekanan cukup untuk menyebabkan fusi berlanjut di dalam kulit di sekitar inti. Cangkang pembakaran hidrogen menghasilkan situasi yang digambarkan sebagai ''prinsip cermin''; ketika inti di dalam cangkang berkontraksi, lapisan bintang di luar cangkang terus mengembang. Proses fisik terperinci yang menyebabkan hal ini rumit, tetapi perilaku tersebut diperlukan untuk memenuhi kekekalan energi gravitasi dan termal secara simultandi bintang dengan struktur cangkang. Inti berkontraksi dan memanas karena kurangnya fusi, sehingga lapisan luar bintang mengembang pesat, menyerap sebagian besar energi ekstra dari fusi cangkang. Proses pendinginan dan perluasan ini adalah bintang [[sub-raksasa]]. Ketika selubung bintang cukup dingin, ia menjadi konvektif, bintang berhenti mengembang, luminositasnya mulai meningkat, dan bintang tersebut berubah jadi cabang raksasa merah dari diagram Hertzsprung–Russell (HR).<ref name=":1" />
[[Berkas:Seeing into the Heart of Mira A and its Partner.jpg|jmpl|200px|[[Mira#Komponen A|Mira A]], bintang tua yang melepaskan lapisan luarnya.]]
Jalur evolusi yang dialami bintang saat bergerak di sepanjang cabang raksasa merah bergantung pada massa bintang. Untuk Matahari dan bintang-bintang yang kurang dari sekitar 2 <var>M</var><sub>☉</sub>,<ref>{{Cite journal|last=Girardi|first=L.|last2=Bressan|first2=A.|last3=Chiosi|first3=C.|last4=Bertelli|first4=G.|last5=Nasi|first5=E.|date=1996-05|title=Evolutionary sequences of stellar models
with new radiative opacities.
VI. $Z=0.0001$|url=http://dx.doi.org/10.1051/aas:1996144|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=117|issue=1|pages=113–125|doi=10.1051/aas:1996144|issn=0365-0138}}</ref> inti akan menjadi cukup padat sehingga tekanan degenerasi elektron akan mencegahnya dari keruntuhan lebih lanjut. Setelah inti mengalami degenerasi, inti akan terus memanas hingga mencapai suhu sekitar 10<sup>8</sup> K, cukup panas untuk mulai meleburkan helium ke karbon melalui [[proses tripel-alfa]]. Setelah inti yang merosot mencapai suhu ini, seluruh inti akan memulai fusi helium hampir secara bersamaan dan disebut sebagai kilatan helium. Pada bintang yang lebih masif, inti yang runtuh akan mencapai 10<sup>8</sup> K sebelumnya cukup padat untuk mengalami degenerasi, sehingga fusi helium akan dimulai dengan lebih lancar, dan tidak menghasilkan kilatan helium.<ref name=":1" /> Fase peleburan inti helium dari kehidupan sebuah bintang disebut [[cabang horizontal]] pada bintang logam miskin, dinamai demikian karena bintang-bintang ini terletak pada garis yang hampir horizontal dalam diagram HR dari banyak gugus bintang. Bintang sekering helium yang kaya logam terletak pada suatu wilayah yang disebut rumpun merah dalam diagram HR.<ref name=":2">{{Cite book|date=2018|url=https://www.worldcat.org/oclc/1011183767|title=Asteroseismology and exoplanets : listening to the stars and searching for new worlds : IVth Azores International Advanced School in Space Sciences|location=Cham|publisher=Springer|isbn=978-3-319-59315-9|others=Campante, Tiago L., Santos, Nuno C., Monteiro, Mário J. P. F. G.|oclc=1011183767}}</ref>
Proses serupa terjadi ketika helium pusat habis dan bintang runtuh sekali lagi, menyebabkan helium dalam cangkang mulai berfusi. Pada saat yang sama, hidrogen dapat memulai fusi dalam cangkang tepat di luar cangkang helium yang terbakar. Ini menempatkan bintang ke [[cabang raksasa asimtotik]], fase raksasa merah kedua.<ref>{{Cite journal|last=Sackmann|first=I.-Juliana|last2=Boothroyd|first2=Arnold I.|last3=Kraemer|first3=Kathleen E.|date=1993-11|title=Our Sun. III. Present and Future|url=http://dx.doi.org/10.1086/173407|journal=The Astrophysical Journal|volume=418|pages=457|doi=10.1086/173407|issn=0004-637X}}</ref> Hasil fusi helium dalam pembentukan inti karbon-oksigen. Sebuah bintang di bawah sekitar 8 <var>M</var><sub>☉</sub> tidak akan pernah memulai fusi dalam inti karbon-oksigennya yang mengalami degenerasi.<ref name=":2" /> Sebaliknya, pada akhir fase cabang raksasa asimtotik, bintang akan mengeluarkan lapisan terluarnya dan membentuk [[nebula planet]] dengan inti bintang terbuka yang berubah menjadi [[katai putih]]. Pengeluaran massa luar dan penciptaan nebula planet akhirnya mengakhiri fase raksasa merah dari [[evolusi bintang]]. Fase raksasa merah biasanya berlangsung hanya sekitar satu miliar tahun total untuk bintang bermassa matahari, yang hampir semua usianya dihabiskan di cabang raksasa merah. Fase cabang horizontal dan cabang raksasa asimtotik berjalan puluhan kali lebih cepat.<ref>{{Cite journal|last=Alves|first=David R.|last2=Sarajedini|first2=Ata|date=1999-01-20|title=The Age‐dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump|url=http://dx.doi.org/10.1086/306655|journal=The Astrophysical Journal|volume=511|issue=1|pages=225–234|doi=10.1086/306655|issn=0004-637X}}</ref>
Jika bintang memiliki sekitar 0,2 hingga 0,5 <var>M</var><sub>☉</sub>,<ref name=":2" /> ia cukup masif untuk menjadi raksasa merah tetapi tidak memiliki massa yang cukup untuk memulai fusi helium.<ref name=":0" /> Bintang-bintang "tahap" ini tergolong dingin dan mengalami peningkatan luminositas tetapi tidak pernah mencapai ujung cabang raksasa merah dan kilatan inti helium. Ketika kenaikan cabang raksasa merah berakhir, lapisan terluarnya membengkak seperti bintang cabang raksasa pasca asimtotik dan kemudian menjadi katai putih.
=== Bintang yang tidak menjadi raksasa merah ===
Bintang bermassa sangat rendah [[Zona konveksi|kelebihan konvektif]]<ref>{{Cite journal|last=Reiners|first=A.|last2=Basri|first2=G.|date=2009-01-14|title=On the magnetic topology of partially and fully
convective stars|url=http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:200811450|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=496|issue=3|pages=787–790|doi=10.1051/0004-6361:200811450|issn=0004-6361}}</ref><ref>{{Cite journal|date=2005|title=Solar-Type Activity in Main-Sequence Stars|url=http://dx.doi.org/10.1007/3-540-28243-2|journal=Astronomy and Astrophysics Library|doi=10.1007/3-540-28243-2}}</ref> dan dapat terus meleburkan hidrogen menjadi helium untuk satu triliun<ref>{{Cite journal|last=Habing|first=H.J.|date=1992|title=Introductory Remarks on Late Stages of Evolution of Low-Mass Stars|url=http://dx.doi.org/10.1017/s1539299600009813|journal=Highlights of Astronomy|volume=9|pages=604–607|doi=10.1017/s1539299600009813|issn=1539-2996}}</ref> tahun sampai hanya sebagian kecil dari seluruh bintang yang merupakan hidrogen. Luminositas dan suhu terus meningkat selama waktu ini, seperti pada bintang deret utama yang lebih masif, tetapi lamanya waktu yang terlibat berarti bahwa suhu pada akhirnya meningkat sekitar 50% dan luminositasnya meningkat hingga 10 kali lipat. Akhirnya tingkat helium meningkat ke titik di mana bintang berhenti sepenuhnya dari konvektif dan hidrogen yang tersisa terkunci di inti dan dileburkan hanya dalam waktu beberapa miliar tahun lagi. Bergantung pada massa, suhu dan luminositasnya yang terus meningkat selama beberapa waktu selama pembakaran kulit hidrogen, bintang bisa menjadi lebih panas dari Matahari dan puluhan kali lebih bercahaya daripada saat terbentuk meski masih tidak seterang Matahari. Dalam waktu beberapa miliar tahun, mereka menjadi kurang bercahaya dan lebih dingin meskipun pembakaran cangkang hidrogen terus berlanjut. Ini mengubahnya menjadi katai putih helium yang indah.<ref name=":0" />
Bintang bermassa sangat tinggi berkembang menjadi bintang [[super raksasa]] yang mengikuti jalur evolusi yang membawa mereka maju mundur secara horizontal di atas diagram HR, di ujung kanan membentuk [[super raksasa merah]]. Bintang seperti ini biasanya mengakhiri hidup mereka sebagai [[supernova tipe II]]. Bintang paling masif dapat menjadi bintang [[Wolf-Rayet|Wolf–Rayet]] tanpa menjadi raksasa atau super raksasa sama sekali.<ref>{{Cite journal|last=Crowther|first=Paul A.|date=2007-09|title=Physical Properties of Wolf-Rayet Stars|url=http://dx.doi.org/10.1146/annurev.astro.45.051806.110615|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=45|issue=1|pages=177–219|doi=10.1146/annurev.astro.45.051806.110615|issn=0066-4146}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Maeder|first=André|last2=Meynet|first2=Georges|last3=Ekström|first3=Sylvia|last4=Hirschi|first4=Raphael|last5=Georgy|first5=Cyril|date=2007-12|title=Massive Stars as Cosmic Engines Through the Ages|url=http://dx.doi.org/10.1017/s1743921308020292|journal=Proceedings of the International Astronomical Union|volume=3|issue=S250|pages=3–16|doi=10.1017/s1743921308020292|issn=1743-9213}}</ref>
== Planet ==
Bintang Raksasa merah yang diketahui memiliki planet: [[HD 208527]] Type-M, [[HD 220074]] dan pada Februari 2014, beberapa puluh raksasa merah type-K juga mengandung planet termasuk [[Pollux]], [[Gamma Cephei]] dan [[Iota Draconis]].
=== Prospek kelaihunian ===
Meskipun secara tradisional bahwa [[evolusi bintang]] menjadi Raksasa merah akan membuatnya memiliki [[sistem planet]], jika memang ada, mungkin tidak laik huni, beberapa penelitian menunjukan bahwa, selama evolusi dari 1 <var>M</var><sub>☉</sub>, bintang di sepanjang cabang raksasa merah, bisa memiliki sebuah zona laik huni selama beberapa miliar tahun pada jarak 2 unit astronomi (AU) untuk waktu 100 juta tahun pada luar 9 AU, memberikan cukup waktu bagi sebuah kehidupan untuk mengembangkan dunianya menjadi lebih baik. Setelah tahap raksasa merah, bintang tersebut membuat zona laik huninya pindah menjadi antara 7 hingga 22 AU untuk waktu satu miliar tahun lagi.<ref>{{Cite journal|last=Lopez|first=Bruno|last2=Schneider|first2=Jean|last3=Danchi|first3=William C.|date=2005-07-10|title=Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?|url=http://dx.doi.org/10.1086/430416|journal=The Astrophysical Journal|volume=627|issue=2|pages=974–985|doi=10.1086/430416|issn=0004-637X}}</ref> Penelitian selanjutnya telah menyempurnakan skenario ini, menunjukkan bagaimana bintang massa 1 <var>M</var><sub>☉</sub> memiliki zona laik huni berlangsung dari 100 juta tahun untuk planet dengan orbit yang mirip dengan Mars hingga 210 juta tahun untuk planet yang mengorbit pada jarak Saturnus ke Matahari, waktu maksimum (370 juta tahun) yang sesuai untuk planet yang mengorbit di jarak Jupiter. Namun, sebuah planet mengorbit bintang bermassa 0,5 <var>M</var><sub>☉,</sub> bintang tersebut di orbit oleh objek yang setara dengan Jupiter dan Saturnus mereka berada dalam zona laik huni untuk durasi 5,8 miliar tahun dan 2,1 miliar tahun untuk masing masing planet; untuk bintang yang lebih masif daripada Matahari, waktunya jauh lebih singkat.<ref>{{Cite journal|last=Ramirez|first=Ramses M.|last2=Kaltenegger|first2=Lisa|date=2016-05-16|title=HABITABLE ZONES OF POST-MAIN SEQUENCE STARS|url=http://dx.doi.org/10.3847/0004-637x/823/1/6|journal=The Astrophysical Journal|volume=823|issue=1|pages=6|doi=10.3847/0004-637x/823/1/6|issn=1538-4357}}</ref>
=== Pembesaran planet ===
Pada Juni 2014, lima puluh planet raksasa telah ditemukan di sekitar bintang raksasa. Namun, planet raksasa ini lebih masif dari planet raksasa yang ditemukan di sekitar bintang berjenis matahari. Hal ini bisa jadi karena bintang raksasa lebih masif daripada Matahari (bintang yang lebih kecil masih akan berada di deret utama dan belum akan menjadi raksasa) dan bintang yang lebih masif diharapkan memiliki planet yang lebih masif. Namun, massa planet yang ditemukan di sekitar bintang raksasa tidak berkorelasi dengan massa bintang; Oleh karena itu, planet-planet bisa tumbuh dalam massa selama fase raksasa merah bintang induk. Pertumbuhan massa planet bisa jadi sebagian karena pertambahan [[angin bintang]], meskipun efek yang jauh lebih besar seperti [[lobus Roche]]. luapan menyebabkan perpindahan massa dari bintang ke planet saat raksasa mengembang ke jarak orbit planet.<ref>{{Cite journal|last=Jones|first=M. I.|last2=Jenkins|first2=J. S.|last3=Bluhm|first3=P.|last4=Rojo|first4=P.|last5=Melo|first5=C. H. F.|date=2014-06|title=The properties of planets around giant stars|url=http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201323345|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=566|pages=A113|doi=10.1051/0004-6361/201323345|issn=0004-6361}}</ref>
== Contoh Raksasa merah terkenal ==
Banyak dari bintang terang yang terkenal adalah raksasa merah, karena bercahaya dan cukup umum. Bintang variabel cabang raksasa merah [[Gamma Crucis]] adalah bintang raksasa kelas-M terdekat pada 88 tahun cahaya. Bintang cabang raksasa merah K0 Arcturus berjarak 36 tahun cahaya.
=== Cabang raksasa merah ===
* [[Aldebaran]] (α Tauri)
* [[Arcturus]] (α Bootis)
* [[Gacrux]] (γ Crucis)
=== Raksasa rumpun merah ===
* [[Hamal]] (α Arietis)
* [[Κappa Persei|κ Persei]]
* [[Delta Andromedae|δ Andromedae]]
=== Cabang raksasa asimtotik ===
* [[Mira]] (ο Ceti)
* [[Chi Cygni|χ Cygni]]
* [[Alpha Herculis|α Herculis]]
== Matahari sebagai Raksasa Merah ==
{{Artikel|Akhir Matahari}}
[[Berkas:Sun red giant.svg|jmpl|ukuran matahari saat ini (masih [[deret utama]]) dengan ukuran maksimum matahari sebagai Raksasa merah di masa depan.]]
Matahari akan berevolusi dari [[deret utama]] dalam waktu kurang lebih 5 miliar tahun memulai fase raksasa merahnya.<ref>{{Cite journal|last=Taylor Redd|first=Nola|date=2015-10-30|title=Small, dim stars could still support life|url=http://dx.doi.org/10.1126/science.aad4788|journal=Science|doi=10.1126/science.aad4788|issn=0036-8075}}</ref> Sebagai raksasa merah, Matahari akan tumbuh begitu besar dan terus memperbesar ukurannya sehingga akan menelan Merkurius, Venus, dan mungkin Bumi.<ref>{{Cite journal|last=Schröder|first=K.-P.|last2=Connon Smith|first2=Robert|date=2008-05-01|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|url=http://dx.doi.org/10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=386|issue=1|pages=155–163|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|issn=0035-8711}}</ref>
Ketika fusi helium dimulai, Matahari kita berukuran raksasa dan berwarna merah yang disebut Raksasa Merah. Matahari akan sangat besar sehingga akan menelan orbit Merkurius dan Venus, dan hampir menelan orbit Bumi itu sendiri. Jadi ketika Anda melihat cakrawala dan melihat Matahari terbit, dan Matahari seukuran bola di langit. Matahari terbit adalah seluruh sisi cakrawala yang muncul sebagai bola gas panas yang menyala merah.
Ketika hari itu tiba, Bumi akan menjadi sangat panas sehingga lautan akan mendidih dan menguap ke atmosfer. Atmosfer akan menguap ke luar angkasa, dan Bumi akan menjadi bara api yang kering, turun ke dalam wadah jurang yang dalam.
Di sisi siang hari Bumi, Matahari akan memenuhi langit hampir seluruhnya. Matahari pada saat itu akan mendekati ukuran yang hampir menutupi orbit Bumi, dan planet ini secara teknis akan jatuh ke dalam Matahari suatu saat nanti.
Ketika Matahari menjadi raksasa merah, spektrumnya akan terlihat sangat mirip dengan Antares: sebagian besar cahayanya akan muncul pada panjang gelombang inframerah, namun masih cukup terang dalam cahaya tampak.
Matahari hanya memerlukan satu miliar tahun lagi atau lebih untuk merebus lautan kita menjadi lapisan tebal uap air yang memerangkap panas dan pasti akan berubah warna menjadi merah saat Matahari mendekati akhir zaman, namun saat Matahari sudah menjadi raksasa merah, hal tersebut sangat mungkin terjadi. Bahwa sebagian besar atmosfer kita akan hilang seluruhnya, sehingga hamburan Rayleigh tidak lagi menjadi faktor penyebabnya. Dalam masalah ini, Matahari secara bertahap akan memenuhi sebagian besar langit dengan permukaan merahnya yang bergolak, namun langit yang tidak ditutupinya mungkin hanya berwarna hitam.
▲Ciri penting lain dari raksasa merah adalah, tidak seperti bintang mirip Matahari yang fotosfernya memiliki sejumlah besar sel konveksi kecil ( butiran surya ), fotosfer raksasa merah, serta fotosfer raksasa merah , hanya memiliki beberapa sel besar, ciri-ciri yang menyebabkan variasi kecerahan begitu umum pada kedua jenis bintang tersebut.
== Referensi ==
{{
== Pranala luar ==
{{Commons category-inline|Raksasa merah}}
[[Kategori:Bintang]]
| |||