Hiper raksasa: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
k Bot: Memperbaiki pengalihan ganda ke Hiper Raksasa Tag: Perubahan target pengalihan |
Menghapus pengalihan ke Hiper Raksasa Tag: Menghapus pengalihan |
||
Baris 1:
{{star nav}}
[[berkas:Rho_Cassiopeiae_Sol_VY_Canis_Majoris_-_2019-05-14.svg|jmpl|upright=1.5|kanan|Perbandingan [[Bintang Pistol]], [[Rho Cassiopeiae]], [[Betelgeuse]] dan [[VY Canis Majoris]] dalam garis besar Tara Surya. Garis biru setangah pada gambar merupakan orbit neptunus.]]
'''Hiper Raksasa''' ([[Klasifikasi bintang|kelas luminositas]] 0 atau Ia +) adalah jenis bintang yang sangat langka yang memiliki luminositas, massa, ukuran yang sangat tinggi dan sangat besar. Bintang tipe ini kehilangan sebagian besar massanya karena [[Angin bintang]]. Istilah Hiper raksasa didefinisikan sebagai bintang dengan kelas luminositas 0 (nol) dalam [[Klasifikasi bintang|sistem MKK]]. Namun, ini jarang terlihat dalam literatur atau dalam klasifikasi spektrum yang diterbitkan, kecuali untuk kelompok tertentu yang terdefinisi dengan baik seperti [[Hiper raksasa kuning]], RSG (red supergiants/[[super raksasa merah]]), atau [[super raksasa biru]] B (e) dengan spektrum emisi. Lebih umumnya, hyper raksasa diklasifikasikan sebagai tipe Ia-0 atau Ia+, tetapi super raksasa merah jarang diberikan dalam klasifikasi spektrum ini. Para astronom tertarik pada bintang-bintang ini karena mereka berhubungan dengan pemahaman [[evolusi bintang]], terutama dengan [[pembentukan bintang]], stabilitas, dan perkiraan kematiannya sebagai [[supernova]].
== Pembentukan ==
Bintang dengan massa awal di atas sekitar 25 <var>M</var><sub>☉</sub> dengan cepat berevolusi dari deret utama dan jumlah luminositasnya meningkat menjadi [[super raksasa biru]]. Mereka mulai mendingin dan membesar pada luminositas yang kira-kira konstan untuk menjadi [[super raksasa merah]], kemudian berkontraksi dan suhunya meningkat saat lapisan luar membesar. Mereka mungkin "bergerak" ke belakang dan ke depan melakukan satu atau lebih "putaran biru", masih pada luminositas yang cukup stabil, sampai mereka meledak sebagai [[supernova]] atau benar-benar hancur lapisan luarnya dan berubah menjadi [[Wolf-Rayet|bintang Wolf-Rayet]]. Bintang dengan massa awal di atas sekitar 40 <var>M</var><sub>☉</sub> terlalu terang untuk mengembangkan atmosfer luas yang stabil sehingga tidak pernah cukup dingin untuk menjadi [[super raksasa merah]]. Bintang paling masif, terutama bintang yang berputar cepat dengan konveksi dan pencampuran yang ditingkatkan, dapat melewati langkah-langkah ini dan dengan cepat langsung ke tahap Bintang [[Wolf-Rayet|Wolf - Rayet]].
Ini berarti bahwa bintang-bintang di bagian paling atas dari [[Diagram Hertzsprung-Russell|diagram Hertzsprung–Russel]] ditempatkan di hiper raksasa dan mungkin baru berevolusi dari deret utama dan masih bermassa tinggi, atau lebih banyak lagi bintang super raksasa pasca-merah yang kehilangan sebagian besar massa pada awalnya. dan benda-benda ini tidak dapat dibedakan hanya berdasarkan luminositas dan suhunya. Bintang bermassa tinggi dengan proporsi sisa hidrogen yang jauh lebih stabil, sedangkan bintang yang lebih tua dengan massa yang lebih rendah dan proporsi yang lebih tinggi memiliki atmosfer yang kurang stabil karena peningkatan tekanan radiasi dan penurunan tarikan gravitasi. Ini batas untuk bintang hiper raksasa atau batas Eddington dan bintang ini kehilangan massa dengan sangat cepat.
Hiper raksasa kuning pada umumnya adalah bintang [[super raksasa]] yang telah kehilangan sebagian besar atmosfer dan hidrogennya. Beberapa raksasa kuning bermassa tinggi yang lebih stabil dengan luminositas yang kira-kira sama yang diketahui dan berevolusi menuju fase super raksasa merah, tetapi ini jarang terjadi karena ini diharapkan menjadi transisi yang cepat. Karena hiper raksasa kuning adalah bintang super raksasa pasca-merah yang hanya memiliki luminositas <sub>500.000–750.000</sub> <var>L</var><sub>☉</sub>, tetapi [[hiper raksasa biru]] bisa jauh bercahaya, terkadang beberapa juta <var>L</var><sub>☉</sub>.
Hampir semua hiper raksasa menunjukkan variasi luminositas dari waktu ke waktu karena ketidakstabilan di dalam interiornya, tetapi ini kecil kecuali untuk dua wilayah ketidakstabilan berbeda di mana [[variabel biru bercahaya]] (VBR) dan [[hiper raksasa kuning]] ditemukan. Karena massanya yang tinggi, umur Bintang hiper raksasa sangat pendek dalam skala waktu astronomi: hanya beberapa juta tahun dibandingkan dengan sekitar 10 miliar tahun untuk bintang seperti Matahari. Bintang hyper raksasa terbentuk di area terbesar dan terpadat dari formasi bintang dan karena umurnya yang pendek, hanya sejumlah kecil yang diketahui meskipun memiliki luminositas ekstrim yang memungkinkan mereka untuk diidentifikasi bahkan di galaksi tetangga. Waktu yang dihabiskan dalam beberapa fase seperti VBR bisa sesingkat beberapa ribu tahun.
== Hiper raksasa terkenal ==
Bintang Hiper raksasa sulit dipelajari karena kelangkaannya. Banyak hiper raksasa memiliki spektrum yang sangat bervariasi, tetapi mereka mulai dikelompokkan ke dalam kelas spektral yang lebih luas.
=== Variabel Biru Bercahaya ===
[[Berkas:AG_Carinae_(HD_94910).png|jmpl|contoh Bintang [[Variabel biru bercahaya]] adalah [[AG Carinae]].]]
Beberapa variabel biru bercahaya diklasifikasikan sebagai hiper raksasa, setidaknya selama sebagian dari siklus variasinya:
* [[Eta Carinae]], terletak di dalam [[Nebula Carina]] ( NGC 3372 ) di konstelasi selatan [[Carina]]. Eta Carinae sangat masif, mungkin memiliki massa 120 hingga 150 kali massa Matahari, dan luminositas empat hingga lima juta kali lebih terang. Mungkin jenis objek yang berbeda dari VBR, atau Bintang yang terlalu ekstrim untuk type VBR.
* [[P Cygni]], terletak di konstelasi utara [[Cygnus]]. Prototipe untuk karakteristik umum garis spektrum LBV.
* [[S Doradus]], terletak di [[Awan Magellan Besar]], di konstelasi selatan [[Dorado (rasi bintang)|Dorado]]. prototipe Variabel, VBR atau Variabel biru bercahaya kadang-kadang masih disebut sebagai variabel S Doradus.
* [[Bintang Pistol]] (V4627 Sgr), terletak di dekat pusat Bima Sakti, di konstelasi [[Sagitarius]] . Bintang Pistol mungkin 150 kali lebih masif dari Matahari, dan sekitar 1,7 juta kali lebih bercahaya. Dianggap sebagai kandidat VBR, tetapi variabilitas belum dikonfirmasi.
* [[V4029 Sagittarii]]
* [[V905 Scorpii]]
* HD 6884, (R40 di [[Awan Magellan Kecil]])
* [[HD 269700]], (R116 di [[Awan Magellan Besar]])
* [[LBR 1806-20]] terletak di dalam gugus [[1806-20]] di sisi lain Bima Sakti.
=== Hiper Raksasa Biru ===
[[Berkas:R_66_and_R_126_disc_illustration.png|jmpl|terlihat sebuah Bintang besar berserta [[cakram]]nya perbandingan dengan tata surya.]]
Biasanya kelas B, terkadang paling lambat O atau awal A:
* [[AS 314]]
* [[BP Crucis]] (Wray 977 atau GX 301-2), sistem Bintang biner pendampinya sebuah [[Bintang neutron]].
* [[Cygnus OB2-12]]
* [[HD 32034]] (R62 di Awan Magellan Besar)
* [[HD 37974]] (R126 di Awan Magellan Besar)
* [[HD 80077]], kandidat VBR `
* [[HD 268835]] (R66 di Awan Magellan Besar)
* [[HD 269781]] (dalam Awan Magellan Besar)
* [[HD 269661]] (R111 di Awan Magellan Besar)
* [[HD 269604]] (dalam Awan Magellan Besar)
* [[HDE 269128]] (R81 di Awan Magellan Besar), kandidat VBR, melampaui sistem biner.
* [[HT Sagittae]]
* [[V430 Scuti]]
* [[V452 Scuti]], kandidat VBR
* [[V1429 Aquilae]] (MWC 314), kandidat VBR dengan pendamping super raksasa.
* [[V1768 Cygni]]
* [[V2140 Cygni]]
* [[V4030 Sagittarii]]
* [[Zeta Scorpii]]
Di Wilayah Pusat Galaksi Bima Sakti:
* Bintang 13, tipe O, kandidat VBR
* Bintang 18 , tipe O, kandidat VBR
Di Westerlund 1 :
* W5 (kemungkinan Wolf–Rayet)
* W7
* W13
* W33
* W42a
*
=== Hiper Raksasa Kuning ===
[[Berkas:The_field_around_yellow_hypergiant_star_HR_5171.jpg|jmpl|[[HR 5171]] merupakan salah satu contoh dari hiper raksasa kuning.]]
Hiper raksasa kuning dengan spektrum A-K yang paling lambat:
* [[HD 7583]] (R45 di [[Awan Magellan Kecil]])
* [[HD 33579]] (dalam [[Awan Magellan Besar]])
* [[HD 268757]] (R59 di [[Awan Magellan Besar]])
* [[IRAS 17163-3907]]
* [[IRAS 18357-0604]]
* [[IRC +10420]] (V1302 Aql)
* [[Rho Cassiopeiae]]
* [[V382 Carinae]]
* [[V509 Cassiopeiae]]
* [[V766 Centauri]] (HR 5171A)
* [[V1427 Aquilae]]
* [[V915 Scorpii]]
* [[Variabel A]] (dalam M33)
Di [[Westerlund 1]]:
* W4
* W8a
* W12a
* W16a
* W32
* W265
Di Galaksi Triangulum :
* [[LGGS J013250.70 + 304510.6]]
Di galaksi Sextans :
* [[Sextans]] A7
Ditambah setidaknya dua hiper raksasa yang mungkin terletak di di [[Scutum|Kluster Scutum]], Super raksasa merah yang baru ditemukan: F15 dan mungkin F13 di RSGC1 dan bintang 49 di RSGC2.
=== Hiper Raksasa Merah ===
[[Berkas:Sun_and_VY_Canis_Majoris.svg|jmpl|Perbandingan Ukuran VY Canis Majoris dengan Matahari, salah satu bintang terbesar yang diketahui.]]
Hiper Raksasa Merah masuk dalam kelas Spektrum [[Bintang tipe-M|tipe M]], bintang terbesar yang diketahui, contoh:
* [[NML Cygni]]
* [[WOH G64]]
* [[Westerlund 1-26]]
* [[VY Canis Majoris]]
* [[S Persei]]
* [[VX Sagittarii]]
* [[2MASS J01332404 + 3025345 B]]
== Contoh ==
* [[Quasi star]]
* [[VY Canis Majoris]]
* [[UY Scuti]]
* [[NML Cygni]]
== Lihat pula ==
* [[Hipernova]]
* [[Daftar bintang paling masif]]
* [[Hiper raksasa kuning]]
* [[Hiper raksasa merah]]
* [[Hiper raksasa biru]]
* [[Variabel biru bercahaya]]
* [[Diagram Hertzsprung-Russell|Diagram HR]]
[[Kategori:Tipe bintang]]
| |||