Bintang raksasa: Perbedaan antara revisi

Bintang raksasa memiliki radius beberapa ratus kali Matahari dan luminositas antara 10 hingga beberapa ribu kali Matahari. TetapiNamun, Ada pula bintang Kelas Spektrum yang lebih cemerlang dari raksasa yang disebut sebagai [[super raksasa]] dan [[Hiper raksasa]].<ref>{{Cite journal|date=1914-04|title=Relations Between the Spectra and other Characteristics of the Stars ast;|url=http://dx.doi.org/10.1038/093227b0|journal=Nature|volume=93|issue=2322|pages=227–230|doi=10.1038/093227b0|issn=0028-0836}}</ref>

Sebuah bintang bisa menjadi raksasa setelah semua [[hidrogen]] yang tersedia untuk fusi di intinya telah habis, dan akhirnya, meninggalkan [[deret utama]].<ref>{{Cite journal|last=Hardesty|first=Skye|date=2006-12|title=Encyclopedia of Space and Astronomy2006427Joseph A. Angelo. Encyclopedia of Space and Astronomy. New York, NY: Facts on File 2006. ix+740 pp. £51.50; $82.50, ISBN: 0 8160 5330 8 Facts on File Science Library|url=http://dx.doi.org/10.1108/09504120610709628|journal=Reference Reviews|volume=20|issue=8|pages=36–37|doi=10.1108/09504120610709628|issn=0950-4125}}</ref> Perilaku bintang [[Bintang #Pasca-Deret utama|panca-Deret utama]] sangat bergantung pada massanya.

Untuk bintang dengan massa di atas sekitar 0,25 [[massa matahari]] (<var>M</var>_☉), setelah intinya kehabisan hidrogen, bintang tersebut akan berkontraksi dan memanas sehingga hidrogen memulai untuk sekering[[fusi nuklir]] di cangkang sekitar inti. Lapisan bintang di luar cangkang mengembang dan mendingin, tetapi hanya mengalami sedikit peningkatan pada luminositasnya, dan bintang memasuki tahap [[Sub-raksasa]]. Inti helium inert terus tumbuh dan suhunya terus meningkat seiring dengan bertambahnya helium dalan cangkang, tetapi pada bintang setinggi sekitar 10-12 <var>M</var>_☉ ia tidak menjadi cukup panas untuk memulai pembakaran helium (bintang bermassa lebih tinggi adalah bintang super raksasa dan berevolusi dengan cara berbeda). Sebaliknya, setelah hanya beberapa juta tahun, inti tersebut mencapai [[Batas Schönberg-Chandrasekhar]], dengan cepat runtuh, dan mungkin menjadi merosotberkurang. Hal ini menyebabkan lapisan luar mengembang lebih jauh dan menghasilkan [[Zona konveksi|zona konvektif]] yang kuat yang membawa elemen berat ke permukaan dalam proses yang disebut [[Dredge-up]] pertama. Konveksi kuat ini juga meningkatkan pengangkutan energi ke permukaan, luminositas meningkat secara dramatis, dan bintang bergerak ke [[cabang raksasa merah]] di mana ia akan secara stabil membakar hidrogen dalam cangkang untuk sebagian besar dari seluruh hidupnya (kira-kira 10% untuk bintang seperti Matahari). Inti terus mendapatkan massa, berkontraksi, dan suhu meningkat, sedangkan beberapa bagian kehilangan massa di lapisan luar.<ref name=":0">{{Cite book|last=Salaris, Maurizio.|date=2005|url=https://www.worldcat.org/oclc/61162273|title=Evolution of stars and stellar populations|location=Chichester, West Sussex, England|publisher=J. Wiley|isbn=0-470-09219-X|others=Cassisi, Santi.|oclc=61162273}}</ref>

Jika massa bintang, di bawah sekitar 0,4 <var>M</var>_☉, dalam tahap deret utama, ia tidak akan pernah mencapai suhu yang cukup untuk bisa memadukan [[helium]].<ref>{{Cite journal|last=Kepler|first=S. O.|last2=Bradley|first2=P. A.|date=1995-01-01|title=Structure and evolution of white dwarfs.|url=http://dx.doi.org/10.1515/astro-1995-0213|journal=Open Astronomy|volume=4|issue=2|doi=10.1515/astro-1995-0213|issn=2543-6376}}</ref> Oleh karena itu, ia akan tetap menjadi [[raksasa merah]] peleburanyang meleburkan hidrogen sampai ia kehabisan hidrogen, pada saat itu ia akan menjadi [[katai putih]] helium. Menurut teori [[evolusi bintang]], tidak ada bintang dengan massa serendah itu yang dapat berevolusi ke tahap itu dalam usia [[Alam semesta|Alam Semesta]].

Dalam hal bintang di atas sekitar 0,4  <var>M</var> _☉, suhu intiintinya akhirnya mencapai 10 ⁸ K dan helium akan mulai sekeringfusi nuklir untuk karbon dan oksigendalam[[oksigen]] dalam inti oleh [[proses triple-alpha ]]. ^{, § 5.9, bab 6.} Ketika inti mengalami [[degenerasi]], fusi helium dimulai secara eksplosif , tetapi sebagian besar energi digunakan untuk mengangkat degenerasi dan inti menjadi konvektif. Energi yang dihasilkan oleh fusi helium akan mengurangi tekanan di sekitar selubung pembakaran hidrogen, yang mengurangi laju pembangkitan energinya. Luminositas keseluruhan bintang berkurang, selubung luarnya berkontraksi lagi, dan bintang bergerak dari cabang raksasa merah kecabangke horizontal[[cabang horizontal]].<ref name=":0" /><supref> Structure and Evolution of White Dwarfs, babS. 6O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.</supref>

Ketika helium dslamdalam inti habis, bintang dengan massa sampai dengan sekitar 8 <var>M</var>_☉ memiliki inti karbon-oksigen yang menjadi merosotberkurang dan mulai membakar helium di cangkang. Seperti jatuhnya inti helium sebelumnya, ini memulai konveksi di lapisan luar, memicu Dredge-ulup kedua, dan menyebabkan peningkatan ukuran dan luminositas yang dramatis. Ini adalah [[cabang raksasa asimtotik]] (AGB) yang dianalogikan dengan cabang raksasa merah tetapi lebih bercahaya, dengan cangkang pembakaran hidrogen yang menyumbang sebagian besar energi. Bintang hanya tetap berada di tahap AGB selama sekitar satu juta tahun, dan setelah itu Ia menjadi semakin tidak stabil sampai mereka kehabisan bahan bakar, melewati fase [[nebula planet]], dan kemudian menjadi [[katai putih]] karbon-oksigen.<ref name=":0" />

Main-bintangBintang deret utama dengan massa di atas sekitar 12  <var>M</var> _☉ sudah sangat bercahaya dan mereka bergerak horizontal di [[diagram HR]] ketikadan mereka meninggalkan deret utama,<ref>Eldridge, J. J.; Tout, C. A. (2004). "Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae". Memorie della Società Astronomica Italiana. 75: 694. arXiv:astro-ph/0409583.</ref> dalam waktu sebentar dengan cepat menjadi [[raksasa biru]] sebelum mereka memperluasberkembang lebih lanjut ke supergiants[[super raksasa biru]]. Mereka memulai pembakaran inti-helium sebelum inti menjadi merosotmenyusut dan berkembang dengan muluslambat menjadi [[raksasa merah]] tanpa peningkatan luminositas yang kuat. Pada tahap ini, mereka memiliki luminositas yang sebanding dengan [[Cabang raksasa asimtotik|bintang AGB]] yang sangat terang meskipun mereka memiliki massa yang jauh lebih tinggi, tetapi luminositasnya akan semakin meningkat saat mereka membakar elemen yang lebih berat dan akhirnya menjadiberakhir dengan [[supernova]].

Bintang dalam rentang massa 8-12  <var>M</var> _☉ memiliki sifat agak menengah dan disebut bintang super-AGB.  Mereka sebagian besar mengikuti jejakevolusi bintang yang lebih terang melalui fase [[Raksasa terang|RGB]], HB, dan AGB, tetapi cukup masif untuk memulai pembakaran karbon inti dan bahkan beberapa pembakaran neon. Mereka membentuk inti oksigen-magnesium-neon, yang mungkin runtuh dalam supernova penangkap elektron, atau mereka mungkin meninggalkan [[katai putih]] neon-oksigen.

Bintang deret utama [[Bintang tipe-O|kelas O]] sudah sangat bercahaya. Fase raksasaraksasanya untuk bintang-bintang semacam itu adalah fasesangat singkat dengan ukuran dan luminositas yang sedikit meningkat sebelum mengembangkan kelas luminositas spektralspektrum menjadi super raksasa. RaksasaBintang raksasa tipe O mungkin lebih dari seratus ribu kali lebih bercahaya dari matahari, lebih terang dari banyak raksasakebanyakan super. Klasifikasi rumit dan sulit dengan perbedaan kecil antara kelas luminositas dan rentang bentuk peralihan yang berkelanjutanraksasa. Bintang yang paling masif mengembangkandengan cepat berevolusi dari fiturtahap spektralspektrum raksasa atau super raksasa sambil tetap membakar hidrogen di intinya, karena pencampuran unsur-unsur berat ke permukaan dan luminositas tinggi yang menghasilkan [[angin bintang]] yang kuat dan menyebabkan atmosfer bintang mengembang.

Sebuah bintang yang massanyamassa awalawalnya kurang dari sekitar 0,25  <var>M</var> _☉ tidak akan bisa menjadi bintang raksasa sama sekali. Untuk sebagian besar masa hidupnya, bintang-bintang seperti itu memiliki interiornya yang tercampur seluruhnya oleh konveksi sehingga mereka dapatakan terus memadukan hidrogen untuk waktu lebih dari 10 ¹² tahun, jauh lebih lama dari usia Semesta saat ini . Mereka akan terus menjadimengalami lebihpeningkatan panassuhu dan lebih bercahayaluminositas selama inimasa. Akhirnya mereka mengembangkan inti radiasi, yang kemudian menghabiskan hidrogen di inti dan membakar hidrogen di kulitcangkang yang mengelilingi inti. (Bintang dengan massa lebih dari 0,16  <var>M</var> _☉ dapat mengembang pada titik ini, tetapi tidak akan pernah bisa menjadi sangat besar.) Tak lama kemudian, suplaipasokan hidrogen bintang akan habis dan akan menjadi katai putih helium.<ref>The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C.  Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp. 420–432.</ref> Sekali lagi, alam semesta terlalu muda untuk mengamatimemiliki bintang seperti itu.