Raksasa merah: Perbedaan antara revisi

* 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.

Banyak dari bintang terang yang terkenal adalah [['''raksasa merah]]''', karena bercahaya dan cukup umum. Bintang K0 RGB seperti [[Arcturus]] berjarak 36 tahun cahaya, dan [[Gamma Crucis]] adalah Bintang raksasa kelas-M terdekat yang berjarak 88 tahun cahaya.

[[Berkas:The_life_cycle_of_a_SunThe life cycle of a Sun-like_star_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]] bintang denganmemiliki massa di kisaran dari sekitar 0,3  <var>M</var> _☉ menjadi sekitar 8  <var>M</var> _☉.<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 terutama 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 seragamberagam di seluruh bintang. Bintang mencapai urutan utama ketika inti mencapai suhu yang cukup tinggi untuk memulaimenggabungkanmemulai menggabungkan hidrogen (beberapa juta kelvin) dan membentuk [[kesetimbangan hidrostatis ]]. Selama kehidupan urutan utamanya, bintang perlahan-lahan mengubah hidrogen di intiintinya 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 harusterus 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 berkembangmengembang pesat, menyerap sebagian besar energi ekstra dari fusi cangkang. Proses pendinginan dan perluasan ini adalah bintang subgiant [[sub-raksasa]]. Ketika selubung bintang cukup dingin, ia menjadi konvektif, bintang berhenti mengembang, luminositasnya mulai meningkat, dan bintang tersebut menaikiberubah jadi cabang raksasa merah dari diagram Hertzsprung – RussellHertzsprung–Russell (HHR).<ref –name=":1" R) ./>

[[Berkas:Seeing into the Heart of Mira A adalahand its Partner.jpg|jmpl|200px|[[Mira#Komponen A|Mira A]], bintang tua, yang telah melepaskan lapisan luarnya ke angkasa.]]

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> _☉ 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, akhirnyayang berubah menjadi [[katai putih]]. PengusiranPengeluaran 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 semuanyasemua 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> _☉ ,<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 "perantaratahap" ini agaktergolong mendingindingin dan meningkatkanmengalami peningkatan luminositasnyaluminositas tetapi tidak pernah mencapai ujung cabang raksasa merah dan kilatan inti helium. Ketika pendakiankenaikan cabang raksasa merah berakhir, lapisan terluarnya membengkak seperti bintang cabang raksasa pasca asimtotik dan kemudian menjadi katai putih.

Bintang convective bermassastars|url=http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:200811450|journal=Astronomy sangat& rendahAstrophysics|volume=496|issue=3|pages=787–790|doi=10.1051/0004-6361:200811450|issn=0004-6361}}</ref><ref>{{Cite sepenuhnyajournal|date=2005|title=Solar-Type konvektifActivity 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 hinggauntuk 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 Hinghamhingga 10 kali lipat. Akhirnya tingkat helium meningkat ke titik di mana bintang berhenti sepenuhnya dari konvektif dan hidrogen yang tersisa terkunci di inti dikonsumsidan dileburkan hanya dalam waktu beberapa miliar tahun lagi. Bergantung pada massa, suhu dan luminositasluminositasnya 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 secahayaseterang Matahari. SetelahDalam waktu beberapa miliar tahun lagi, mereka mulai menjadi kurang bercahaya dan lebih dingin meskipun pembakaran cangkang hidrogen terus berlanjut. Ini mengubahnya menjadi katai putih helium yang kerenindah.<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 H – RHR, di ujung kanan membentuk [[super raksasa merah ]]. IniBintang 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>

=== Prospek kelayakan hunikelaihunian ===

Meskipun secara tradisional bahwa [[evolusi bintang]] menjadi Raksasa merah akan membuatnya memiliki [[sistem planet]], jika memang ada, mungkin tidak layaklaik huni, beberapa penelitian menunjukan bahwa, selama evolusi dari 1 <var>M</var>_☉, bintang di sepanjang cabang raksasa merah, bisa memiliki sebuah zona layaklaik 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 layaklaik 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>_☉ memiliki zona layaklaik 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>_☉, bintang tersebut di orbit oleh objek yang setara dengan Jupiter dan Saturnus mereka berada dalam zona layaklaik 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>

== Matahari sebagai Raksasa merahMerah ==

[[Berkas:Sun_red_giantSun 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 membesarmemperbesar 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>