Bintang raksasa: Perbedaan antara revisi

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 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 merosot. 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.

 

 

 

 

=== Bintang bermassa tinggi ===