Raksasa merah: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
Tidak ada ringkasan suntingan Tag: VisualEditor Suntingan perangkat seluler Suntingan peramban seluler |
Tidak ada ringkasan suntingan Tag: VisualEditor Suntingan perangkat seluler Suntingan peramban seluler |
||
Baris 23:
== Evolusi ==
{{Main|Evolusi bintang#Bintang berukuran sedang}}
Raksasa merah yang berevolusi dari deret utama bintang dengan massa di kisaran dari sekitar 0,3 <var>M</var> <sub>☉</sub> menjadi sekitar 8 <var>M</var> <sub>☉</sub> . Ketika sebuah bintang awalnya terbentuk dari awan molekul yang runtuh di medium antarbintang , ia terutama mengandung 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 seragam di seluruh bintang. Bintang mencapai urutan utama ketika inti mencapai suhu yang cukup tinggi untuk memulaimenggabungkan hidrogen (beberapa juta kelvin) dan membentuk kesetimbangan hidrostatis . Selama kehidupan urutan utamanya, bintang perlahan-lahan mengubah hidrogen di inti 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 lebih cepat secara tidak proporsional sehingga memiliki umur yang lebih pendek daripada bintang yang kurang masif. ▼
[[Berkas:The_life_cycle_of_a_Sun-like_star_(annotated).jpg|kiri|jmpl|This image tracks the life of a [[Sun]]-like star, from its [[Star#Protostar formation|birth]] on the ''left'' side of the frame to its [[Stellar evolution|evolution]] into a red giant on the ''right'' after billions of years]]
▲Raksasa merah yang berevolusi dari deret utama bintang dengan massa di kisaran dari sekitar 0,3 <var>M</var> <sub>☉</sub> menjadi sekitar 8 <var>M</var> <sub>☉</sub> . Ketika sebuah bintang awalnya terbentuk dari awan molekul yang runtuh di medium antarbintang , ia terutama mengandung 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 seragam di seluruh bintang. Bintang mencapai urutan utama ketika inti mencapai suhu yang cukup tinggi untuk memulaimenggabungkan hidrogen (beberapa juta kelvin) dan membentuk kesetimbangan hidrostatis . Selama kehidupan urutan utamanya, bintang perlahan-lahan mengubah hidrogen di inti 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 lebih cepat secara tidak proporsional sehingga memiliki umur yang lebih pendek daripada bintang yang kurang masif.
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 harus 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 berkembang pesat, menyerap sebagian besar energi ekstra dari fusi cangkang. Proses pendinginan dan perluasan ini adalah bintang subgiant . Ketika selubung bintang cukup dingin, ia menjadi konvektif, bintang berhenti mengembang, luminositasnya mulai meningkat, dan bintang tersebut menaiki cabang raksasa merah dari diagram Hertzsprung – Russell (H – R) .
| |||