Raksasa merah: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
Tidak ada ringkasan suntingan Tag: VisualEditor Suntingan perangkat seluler Suntingan peramban seluler |
|||
| (5 revisi perantara oleh 5 pengguna tidak ditampilkan) | |||
Baris 1:
{{Star nav}}
'''Raksasa merah''' adalah [[bintang raksasa]] terang bermassa rendah atau 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 muncul dalam berbagai 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''' adalah [[bintang raksasa]] terang bermassa rendah atau 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 muncul dalam berbagai 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 ==
Baris 24 ⟶ 23:
== Evolusi ==
{{Main|Evolusi bintang#Bintang berukuran sedang}}
[[Berkas:
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:
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
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>
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
Jika bintang memiliki sekitar 0,2 hingga 0,5 <var>M</var><sub>☉</sub>,<ref name=":2" />
=== Bintang yang tidak menjadi raksasa merah ===
Baris 48 ⟶ 47:
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
Meskipun secara tradisional bahwa [[evolusi bintang]] menjadi Raksasa merah akan membuatnya memiliki [[sistem planet]], jika memang ada, mungkin tidak
=== Pembesaran planet ===
Baris 75 ⟶ 74:
* [[Alpha Herculis|α Herculis]]
== Matahari sebagai Raksasa
{{Artikel|Akhir Matahari}}
[[Berkas:
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
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.
== Referensi ==
| |||