Bintang raksasa: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
Tidak ada ringkasan suntingan Tag: VisualEditor Suntingan perangkat seluler Suntingan peramban seluler |
Fitur saranan suntingan: 3 pranala ditambahkan. |
||
| (10 revisi perantara oleh 4 pengguna tidak ditampilkan) | |||
Baris 2:
'''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 (kelas luminositas) |klasifikasi spektrum Yerkes]]) pada [[diagram Hertzsprung-Russell]] dan sesuai dengan kelas luminositas '''II''' dan '''III'''.<ref>{{Cite book|date=2006|url=https://www.worldcat.org/oclc/64688924|title=The Facts on File dictionary of astronomy.|location=New York, NY|publisher=Facts on File|isbn=0-8160-5998-5|edition=5th ed.|others=Daintith, John., Gould, William, 1947-, Facts on File, Inc.|oclc=64688924}}</ref> Istilah ''raksasa'' dan ''katai'' diciptakan oleh [[Ejnar Hertzsprung]] pada tahun 1905 untuk bintang-bintang dengan luminositas yang sangat berbeda meskipun suhu atau tipe spektrum serupa.
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>
Baris 13:
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" />
Baris 43:
=== 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:
Baris 51:
=== Raksasa merah ===
{{Artikel
Dalam kelas luminositas raksasa, bintang yang lebih dingin dari kelas
▲Dalam kelas luminositas raksasa, bintang yang lebih dingin dari kelas spektral K, M, S, dan C, (dan kadang-kadang beberapa bintang tipe-G ) disebut raksasa merah. Raksasa merah memasukkan bintang-bintang dalam sejumlah fase evolusi berbeda dalam hidup mereka: cabang raksasa merah utama (RGB); merah cabang horisontal atau rumpun merah ; yang cabang raksasa asimtotik(AGB), meskipun bintang AGB seringkali cukup besar dan cukup bercahaya untuk diklasifikasikan sebagai super raksasa; dan terkadang bintang keren besar lainnya seperti bintang pasca-AGB langsung. Bintang RGB sejauh ini merupakan jenis bintang raksasa yang paling umum karena massanya yang moderat, umur stabil yang relatif lama, dan luminositas. Mereka adalah pengelompokan bintang yang paling jelas setelah urutan utama pada kebanyakan diagram HR, meskipun katai putih lebih banyak tetapi jauh lebih sedikit bercahaya.
Contoh:
* [[Pollux]]
* [[Epsilon Ophiuchi
* [[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 kuning ===
{{Artikel
Bintang raksasa dengan suhu menengah (
* [[Variabel RR Lyrae
▲Bintang raksasa dengan suhu menengah (spektral kelas G, F, dan setidaknya beberapa A) disebut raksasa kuning. Jumlah mereka jauh lebih sedikit daripada raksasa merah, sebagian karena mereka hanya terbentuk dari bintang dengan massa yang agak lebih tinggi, dan sebagian karena mereka menghabiskan lebih sedikit waktu dalam fase kehidupan mereka. Namun, mereka memasukkan sejumlah kelas penting dari bintang variabel. Bintang kuning bercahaya tinggi umumnya tidak stabil, yang mengarah ke strip ketidakstabilan pada diagram HR di mana sebagian besar bintang adalah variabel yang berdenyut. Strip ketidakstabilan menjangkau dari deret utama hingga luminositas hipergant, tetapi pada luminositas raksasa ada beberapa kelas bintang variabel:
* [[Variabel W Virginis
* [[Variabel Cepheid tipe I
* [[Variabel Delta Scuti
Raksasa kuning mungkin merupakan bintang bermassa sedang yang berevolusi untuk pertama kalinya menuju cabang raksasa merah, atau mungkin bintang yang
▲* 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 super raksasa, dengan periode yang lebih lama;
▲* Variabel Delta Scuti , bintang subgiant langka atau bahkan bintang deret utama.
▲Raksasa kuning mungkin merupakan bintang bermassa sedang yang berevolusi untuk pertama kalinya menuju cabang raksasa merah, atau mungkin bintang yang lebih berevolusi di cabang horizontal. Evolusi menuju cabang raksasa merah untuk pertama kalinya berlangsung sangat cepat, sedangkan bintang dapat menghabiskan waktu lebih lama di cabang horizontal. Bintang cabang horizontal, dengan elemen lebih berat dan massa lebih rendah, 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 (
{{Artikel
Raksasa terpanas, dari kelas
Raksasa biru adalah pengelompokan
▲Raksasa terpanas, dari kelas spektral O, B, dan terkadang A awal, disebut raksasa biru . Terkadang bintang tipe A dan akhir bisa disebut sebagai raksasa putih. <sup>[ ''kenapa?'' ]</sup>
Bintang bermassa rendah, memiliki pembakaran inti
▲Raksasa biru adalah pengelompokan yang sangat heterogen, mulai dari bintang bermassa tinggi dan berkilau tinggi yang meninggalkan deret utama hingga bintang bercabang horizontal bermassa rendah . Bintang bermassa lebih tinggi meninggalkan deret utama menjadi raksasa biru, lalu raksasa biru cerah, dan kemudian super raksasa biru, sebelum berkembang menjadi super raksasa merah, meskipun pada massa paling tinggi tahap raksasa begitu singkat dan sempit sehingga sulit dibedakan dari. supergiant biru.
▲Bintang bermassa rendah, inti-helium-pembakaran berevolusi dari raksasa merah di sepanjang cabang horizontal dan kemudian kembali lagi ke cabang raksasa asimtotik , dan tergantung pada massa dan logammereka bisa menjadi raksasa biru. Diperkirakan bahwa beberapa bintang pasca-AGB yang mengalami denyut panas terlambat dapat menjadi raksasa biru <sup>[ ''perlu klarifikasi'' ]</sup> .
Contoh:
* [[Alcyone]] (η Tauri), raksasa tipe-B, bintang paling terang di [[Pleiades
* [[Thuban]] (α Draconis), raksasa tipe A.
== Lihat pula ==
Baris 109 ⟶ 106:
</div>
{{astronomi-stub}}▼
[[Kategori:Bintang raksasa| ]]
| |||