Bintang raksasa: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
Tidak ada ringkasan suntingan Tag: Suntingan perangkat seluler Suntingan peramban seluler |
Fitur saranan suntingan: 3 pranala ditambahkan. |
||
| (27 revisi perantara oleh 4 pengguna tidak ditampilkan) | |||
Baris 1:
{{Star nav}}
'''Bintang raksasa''' adalah bintang dengan jari jari dan luminositas yang jauh lebih besar daripada bintang [[deret utama]] (atau ''katai'') pada suhu permukaan yang sama.<ref>{{Cite book|date=2002|url=https://www.worldcat.org/oclc/51722919|title=Astronomy encyclopedia|location=New York|publisher=Oxford University Press|isbn=0-19-521833-7|edition=Fully rev. and expanded ed|others=Moore, Patrick.|oclc=51722919}}</ref> Mereka terletak di atas urutan utama (kelas luminositas '''V''' dalam [[Klasifikasi bintang #Klasifikasi Yerkes (
Bintang raksasa memiliki radius beberapa ratus kali Matahari dan luminositas antara 10 hingga beberapa ribu kali Matahari.
Bintang deret utama dengan suhu sangat panas dan sangat bercahaya juga dapat disebut sebagai raksasa, tetapi hampir semua bintang deret utama lebih tepatnya disebut [[Bintang katai|Katai]], tidak peduli seberapa besar radius dan Lumunositasnya.<ref>{{Cite book|last=Mitton, Jacqueline.|date=2001|url=https://www.worldcat.org/oclc/44883814|title=Cambridge dictionary of astronomy|location=Cambridge|publisher=Cambridge University Press|isbn=0-521-80045-5|oclc=44883814}}</ref>
== Pembentukan ==
[[Berkas:Structure_of_Stars_(artist%E2%80%99s_impression).jpg|jmpl|Struktur internal mirip matahari dan Raksasa merah. ''Gambar [[ESO]]''.]]
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.
=== Bintang bermassa menengah ===
Untuk bintang dengan massa di atas sekitar 0,25 [[massa matahari]] (<var>M</var><sub>☉</sub>), setelah intinya kehabisan hidrogen, bintang tersebut akan berkontraksi dan memanas sehingga hidrogen memulai untuk [[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 terus tumbuh dan suhunya terus meningkat seiring dengan bertambahnya helium dalan cangkang, tetapi pada bintang setinggi sekitar 10-12 <var>M</var><sub>☉</sub> 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 berkurang. 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><sub>☉,</sub> 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]] yang 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><sub>☉</sub>, suhu intinya akhirnya mencapai 10<sup>8</sup> K dan helium akan mulai fusi nuklir untuk karbon dan [[oksigen]] dalam inti oleh [[proses triple-alpha]]. 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 ke [[cabang horizontal]].<ref name=":0" /><ref>Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.</ref>
Ketika helium dalam inti habis, bintang dengan massa sampai dengan sekitar 8 <var>M</var><sub>☉</sub> memiliki inti karbon-oksigen yang menjadi berkurang dan mulai membakar helium di cangkang. Seperti jatuhnya inti helium sebelumnya, ini memulai konveksi di lapisan luar, memicu Dredge-up 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" />
=== Bintang bermassa tinggi ===
Bintang deret utama dengan massa di atas sekitar 12 <var>M</var><sub>☉</sub> sudah sangat bercahaya dan mereka bergerak horizontal di [[diagram HR]] dan 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 berkembang lebih lanjut ke [[super raksasa biru]]. Mereka memulai pembakaran inti-helium sebelum inti menjadi menyusut dan berkembang dengan lambat 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 berakhir dengan [[supernova]].
Bintang dalam rentang massa 8-12 <var>M</var><sub>☉</sub> memiliki sifat agak menengah dan disebut bintang super-AGB. Mereka sebagian besar mengikuti evolusi 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 raksasanya sangat singkat dengan ukuran dan luminositas yang sedikit meningkat sebelum mengembangkan kelas luminositas spektrum menjadi super raksasa. Bintang raksasa tipe O mungkin seratus ribu kali lebih bercahaya dari matahari, lebih terang dari kebanyakan super raksasa. Bintang yang paling masif dengan cepat berevolusi dari tahap spektrum 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.
=== Bintang bermassa rendah ===
Sebuah bintang yang massa awalnya kurang dari sekitar 0,25 <var>M</var><sub>☉</sub> 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 akan terus memadukan hidrogen untuk waktu lebih dari 10<sup>12</sup> tahun, jauh lebih lama dari usia Semesta saat ini. Mereka akan terus mengalami peningkatan suhu dan luminositas selama masa. Akhirnya mereka mengembangkan inti radiasi, yang kemudian menghabiskan hidrogen di inti dan membakar hidrogen di cangkang yang mengelilingi inti. (Bintang dengan massa lebih dari 0,16 <var>M</var><sub>☉</sub> dapat mengembang pada titik ini, tetapi tidak akan pernah bisa menjadi sangat besar.) Tak lama kemudian, pasokan 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 memiliki bintang seperti itu.
== Subkelas ==
Ada berbagai macam bintang kelas raksasa dari beberapa subkelas yang biasanya digunakan untuk mengidentifikasi kelompok bintang yang lebih kecil.
=== Subraksasa ===
{{Artikel|Subraksasa}}
Subraksasa adalah kelas luminositas spektroskopi yang sepenuhnya terpisah (IV) dari raksasa, tetapi memiliki banyak kesamaan. Meskipun beberapa subraksasa hanyalah bintang [[deret utama]] yang terlalu bercahaya karena variasi kimiawi atau usia, subraksasa lainnya sedang menuju jalur evolusi yang berbeda menuju raksasa yang lebih besar.
Contoh:
* [[Gamma Geminorum]] (γ Gem), subraksasa tipe A;
* [[Eta Bootis]] (η Boo), subraksasa tipe-G.
=== Raksasa terang ===
{{Artikel|Raksasa terang}}
Kelas luminositas lainnya adalah raksasa terang (kelas II), dibedakan dari raksasa normal (kelas III) hanya dengan menjadi sedikit lebih besar dan lebih bercahaya. Bintang ini memiliki luminositas antara raksasa biasa dengan [[super raksasa]], [[magnitudo]] absolutnya sekitar −3.
Contoh:
* [[Delta Orionis Aa1]] (δ Ori Aa1), komponen utama [[Mintaka]], raksasa terang tipe-O;
* [[Canopus|Alpha Carinae]] (α Car), raksasa terang tipe-F, Canopus, terkadang juga digolongkan sebagai raksasa super.
=== Raksasa merah ===
{{Artikel|Raksasa merah}}
Dalam kelas luminositas raksasa, bintang yang lebih dingin dari kelas spektrum K, M, S, dan C, (dan kadang-kadang beberapa bintang tipe-G) disebut raksasa merah. Raksasa merah masuk dalam bintang-bintang sejumlah fase evolusi berbeda dalam hidup mereka: [[cabang raksasa merah]] utama (RGB); cabang horizontal merah atau [[Cabang rumpun merah|rumpun merah]]; [[cabang raksasa asimtotik|cabang raksasa yang asimtotik]] (AGB), meskipun bintang AGB sering kali cukup besar dan cukup bercahaya untuk diklasifikasikan sebagai [[super raksasa]]; dan terkadang bintang besar lainnya seperti bintang setelah AGB. Bintang RGB sejauh ini merupakan jenis bintang raksasa yang paling umum karena massanya yang stabil, umur stabil yang relatif lama, dan luminositas. Mereka adalah pengelompokan bintang yang paling jelas setelah deret utama pada kebanyakan diagram [[Diagram HR|HR]], meskipun katai putih lebih banyak tetapi jauh lebih sedikit bercahaya.
Contoh:
* [[Pollux]]
* [[Epsilon Ophiuchi]], raksasa merah tipe-G.
* [[Arcturus]] (α Bootes), raksasa tipe-K.
* [[Gamma Comae Berenices]] (γ Comae Berenices), raksasa tipe-K.
* [[Mira]] (ο Ceti), raksasa tipe-M dan prototipe [[variabel Mira]].
* [[Aldebaran]], raksasa tipe-K.
=== Raksasa kuning ===
{{Artikel|Raksasa kuning}}
Bintang raksasa dengan suhu menengah ([[Kelas spektrum]] G, F, dan setidaknya beberapa meupakan A) disebut raksasa kuning. Jumlah mereka jauh lebih sedikit daripada raksasa merah, sebagian karena mereka hanya terbentuk dari bintang dengan massa yang jauh lebih tinggi, dan sebagian karena mereka menghabiskan lebih sedikit waktu dalam fase kehidupan mereka. Namun, mereka masuk dalam sejumlah kelas penting dari [[bintang variabel]]. Bintang kuning bercahaya tinggi biasanya tidak stabil, yang mengarah ke strip ketidakstabilan pada diagram HR di mana sebagian besar bintang merupakan [[Variabel berdenyut|variabel yang berdenyut]]. Strip ketidakstabilan menjangkau dari [[deret utama]] hingga luminositas [[hiper raksasa]], tetapi pada luminositas raksasa ada beberapa kelas bintang variabel:
* [[Variabel RR Lyrae]], bintang kelas A (kadang-kadang F) cabang horizontal berdenyut dengan periode kurang dari satu hari dan amplitudo yang besarnya kurang;
* [[Variabel W Virginis]], variabel berdenyut lebih bercahaya juga dikenal sebagai Cepheid tipe II, dengan periode 10-20 hari;
* [[Variabel Cepheid tipe I]], lebih banyak diam dan sebagian besar merupakan super raksasa, dengan periode yang lebih lama;
* [[Variabel Delta Scuti]], bintang subraksasa langka atau mungkin bintang deret utama.
Raksasa kuning mungkin merupakan bintang bermassa sedang yang berevolusi untuk pertama kalinya menuju cabang raksasa merah, atau mungkin bintang yang berevolusi di [[cabang horizontal]]. Evolusinya yang menuju cabang raksasa merah untuk pertama kalinya berlangsung sangat cepat, daripada bintang yang menghabiskan waktu lebih lama di cabang horizontal. Bintang cabang horizontal, memiliki elemen lebih berat dan massa yang lebih rendah, serta lebih tidak stabil.
Contoh:
* [[Sigma Octantis]] (σ Octantis), raksasa tipe-F dan variabel Delta Scuti;
* [[Alpha Aurigae Aa]] (α Aurigae Aa), raksasa tipe-G, salah satu bintang yang membentuk Capella.
=== Raksasa biru (atau putih) ===
{{Artikel|Raksasa biru}}
Raksasa terpanas, dari kelas spektrum O, B, dan terkadang paling awal A, disebut raksasa biru. Terkadang bintang tipe A dan akhir bisa disebut sebagai raksasa putih.
Raksasa biru adalah pengelompokan bintangyang sangat heterogen, mulai dari bintang bermassa tinggi dan luminositas tinggi yang meninggalkan deret utama hingga bintang bercabang horizontal bermassa rendah. Bintang bermassa lebih tinggi meninggalkan deret utama menjadi raksasa biru, lalu raksasa biru terang, dan kemudian [[super raksasa biru]], sebelum berkembang menjadi [[super raksasa merah]], meskipun memiliki massa yang paling tinggi, tahap raksasa begitu singkat dan sempit sehingga sulit dibedakan dengan super raksasa biru.
Bintang bermassa rendah, memiliki pembakaran inti helium yang berevolusi dari [[raksasa merah]] di sepanjang cabang horizontal dan kemudian kembali lagi ke [[cabang raksasa asimtotik]], dan tergantung pada massa dan logam mereka untuk bisa menjadi raksasa biru. Diperkirakan bahwa beberapa bintang setelah AGB yang mengalami denyut panas terlambat untuk bisa menjadi raksasa biru
Contoh:
* [[Alcyone]] (η Tauri), raksasa tipe-B, bintang paling terang di [[Pleiades]];
* [[Thuban]] (α Draconis), raksasa tipe A.
== Lihat pula ==
Baris 20 ⟶ 106:
</div>
{{astronomi-stub}}▼
[[Kategori:Bintang raksasa| ]]
| |||