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 35:
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>, inti akan menjadi cukup padat sehingga tekanan degenerasi elektron akan mencegahnya dari keruntuhan lebih lanjut. Setelah inti mengalami degenerasi, inti akan terus memanas hingga mencapai suhu sekitar 10<sup>8</sup> K, cukup panas untuk mulai meleburkan helium ke karbon melalui [[proses tripel-alfa]]. Setelah inti yang merosot mencapai suhu ini, seluruh inti akan memulai fusi helium hampir secara bersamaan dan disebut sebagai kilatan helium. Pada bintang yang lebih masif, inti yang runtuh akan mencapai 10<sup>8</sup> K sebelumnya cukup padat untuk mengalami degenerasi, sehingga fusi helium akan dimulai dengan lebih lancar, dan tidak menghasilkan kilatan helium.<ref name=":1" /> Fase peleburan inti helium dari kehidupan sebuah bintang disebut [[cabang horizontal]] pada bintang logam miskin, dinamai demikian karena bintang-bintang ini terletak pada garis yang hampir horizontal dalam diagram HR dari banyak gugus bintang. Bintang sekering helium yang kaya logam terletak pada suatu wilayah yang disebut rumpun merah dalam diagram HR.<ref name=":2">{{Cite book|date=2018|url=https://www.worldcat.org/oclc/1011183767|title=Asteroseismology and exoplanets : listening to the stars and searching for new worlds : IVth Azores International Advanced School in Space Sciences|location=Cham|publisher=Springer|isbn=978-3-319-59315-9|others=Campante, Tiago L., Santos, Nuno C., Monteiro, Mário J. P. F. G.|oclc=1011183767}}</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. Hasil fusi helium dalam pembentukan inti karbon-oksigen. Sebuah bintang di bawah sekitar 8 <var>M</var><sub>☉</sub> tidak akan pernah memulai fusi dalam inti karbon-oksigennya yang mengalami degenerasi.<ref name=":2" /> Sebaliknya, pada akhir fase cabang raksasa asimtotik, bintang akan mengeluarkan lapisan terluarnya dan membentuk [[nebula planet]] dengan inti bintang terbuka yang berubah menjadi [[katai putih]]. Pengeluaran massa luar dan penciptaan nebula planet akhirnya mengakhiri fase raksasa merah dari [[evolusi bintang]]. Fase raksasa merah biasanya berlangsung hanya sekitar satu miliar tahun total untuk bintang bermassa matahari, yang hampir semua usianya dihabiskan di cabang raksasa merah. Fase cabang horizontal dan cabang raksasa asimtotik berjalan puluhan kali lebih cepat.<ref>{{Cite journal|last=Alves|first=David R.|last2=Sarajedini|first2=Ata|date=1999-01-20|title=The Age‐dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump|url=http://dx.doi.org/10.1086/306655|journal=The Astrophysical Journal|volume=511|issue=1|pages=225–234|doi=10.1086/306655|issn=0004-637X}}</ref>
Jika bintang memiliki sekitar 0,2 hingga 0,5 <var>M</var><sub>☉</sub><ref name=":2" />, ia cukup masif untuk menjadi raksasa merah tetapi tidak memiliki massa yang cukup untuk memulai fusi helium.<ref name=":0" /> Bintang-bintang "perantara" ini tergolong dingin dan meningkatkan luminositasnya tetapi tidak pernah mencapai ujung cabang raksasa merah dan kilatan inti helium. Ketika kenaikan cabang raksasa merah berakhir, lapisan terluarnya membengkak seperti bintang cabang raksasa pasca asimtotik dan kemudian menjadi katai putih.
=== Bintang yang tidak menjadi raksasa merah ===
| |||