Raksasa merah: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
Tidak ada ringkasan suntingan Tag: Suntingan perangkat seluler Suntingan peramban seluler |
Tidak ada ringkasan suntingan Tag: VisualEditor Suntingan perangkat seluler Suntingan peramban seluler |
||
Baris 20:
Bagian-bagian bintang raksasa merah tidak dapat didefinisikan dengan baik dan bertentangan dengan penggambaran mereka dalam banyak ilustrasi. Sebaliknya, karena kepadatan massa selubung yang sangat rendah, bintang-bintang tersebut tidak memiliki fotosfer yang terdefinisi dengan baik, dan bagian bintang secara bertahap bertransisi menjadi '[[korona]]'.<ref>{{Cite journal|last=Suzuki|first=Takeru K.|date=2007-04-20|title=Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line|url=http://dx.doi.org/10.1086/512600|journal=The Astrophysical Journal|volume=659|issue=2|pages=1592–1610|doi=10.1086/512600|issn=0004-637X}}</ref> Raksasa merah paling indah memiliki spektrum kompleks, dengan garis molekuler, fitur emisi, dan terkadang maser, terutama dari bintang AGB yang berdenyut termal.<ref>{{Cite journal|date=2004|editor-last=Habing|editor-first=Harm J.|editor2-last=Olofsson|editor2-first=Hans|title=Asymptotic Giant Branch Stars|url=http://dx.doi.org/10.1007/978-1-4757-3876-6|journal=Astronomy and Astrophysics Library|doi=10.1007/978-1-4757-3876-6|issn=0941-7834}}</ref>
Ciri penting lain dari raksasa merah adalah, tidak seperti bintang mirip Matahari yang fotosfernya memiliki sejumlah besar butiran konveksi kecil ([[Butiran bintang|butiran surya]]), fotosfer raksasa merah, serta fotosfer [[super raksasa merah]], hanya memiliki beberapa but Iran besar, ciri-ciri itulah yang menyebabkan variasi kecerahan bintang begitu umum pada kedua jenis bintang tersebut.<ref>{{Cite journal|last=Schwarzschild|first=M.|date=1975-01|title=On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants|url=http://dx.doi.org/10.1086/153313|journal=The Astrophysical Journal|volume=195|pages=137|doi=10.1086/153313|issn=0004-637X}}</ref>
== Evolusi ==
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) .
Mira A adalah bintang tua, yang telah melepaskan lapisan luarnya ke angkasa
Jalur evolusi yang diambil bintang saat bergerak di sepanjang cabang raksasa merah bergantung pada massa bintang. Untuk Matahari dan bintang-bintang yang kurang dari sekitar 2 <var>M</var> <sub>☉</sub> 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 dalam apa yang disebut 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. Fase peleburan inti helium dari kehidupan sebuah bintang disebut cabang horizontalpada bintang miskin logam, dinamai demikian karena bintang-bintang ini terletak pada garis yang hampir horizontal dalam diagram H – R dari banyak gugus bintang. Bintang sekering helium yang kaya logam terletak pada apa yang disebut rumpun merah dalam diagram H – R.
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. Sebaliknya, pada akhir fase cabang raksasa asimtotik, bintang akan mengeluarkan lapisan terluarnya, membentuk nebula planet dengan inti bintang terbuka, akhirnya menjadi katai putih. Pengusiran 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 semuanya dihabiskan di cabang raksasa merah. Fase cabang horizontal dan cabang raksasa asimtotik berjalan puluhan kali lebih cepat.
Jika bintang memiliki sekitar 0,2 hingga 0,5 <var>M</var> <sub>☉</sub> , ia cukup masif untuk menjadi raksasa merah tetapi tidak memiliki massa yang cukup untuk memulai fusi helium. Bintang-bintang "perantara" ini agak mendingin dan meningkatkan luminositasnya tetapi tidak pernah mencapai ujung cabang raksasa merah dan kilatan inti helium. Ketika pendakian cabang raksasa merah berakhir, lapisan terluarnya membengkak seperti bintang cabang raksasa pasca asimtotik dan kemudian menjadi katai putih.
=== Bintang yang tidak menjadi raksasa merah ===
Bintang bermassa sangat rendah sepenuhnya konvektif dan dapat terus meleburkan hidrogen menjadi helium hingga satu triliun tahun sampai hanya sebagian kecil dari seluruh bintang yang merupakan hidrogen. Luminositas dan suhu terus meningkat selama waktu ini, seperti pada bintang deret utama yang lebih masif, tetapi lamanya waktu yang terlibat berarti bahwa suhu pada akhirnya meningkat sekitar 50% dan luminositasnya meningkat Hingham 10 kali lipat. Akhirnya tingkat helium meningkat ke titik di mana bintang berhenti sepenuhnya konvektif dan hidrogen yang tersisa terkunci di inti dikonsumsi hanya dalam beberapa miliar tahun lagi. Bergantung pada massa, suhu dan luminositas terus meningkat selama beberapa waktu selama pembakaran kulit hidrogen, bintang bisa menjadi lebih panas dari Matahari dan puluhan kali lebih bercahaya daripada saat terbentuk meski masih tidak secahaya Matahari. Setelah beberapa miliar tahun lagi, mereka mulai menjadi kurang bercahaya dan lebih dingin meskipun pembakaran cangkang hidrogen terus berlanjut. Ini menjadi katai putih helium yang keren.
Bintang bermassa sangat tinggi berkembang menjadi bintang super raksasa yang mengikuti jalur evolusi yang membawa mereka maju mundur secara horizontal di atas diagram H – R, di ujung kanan membentuk super raksasa merah . Ini biasanya mengakhiri hidup mereka sebagai supernova tipe II . Bintang paling masif dapat menjadi bintang Wolf – Rayet tanpa menjadi raksasa atau super raksasa sama sekali.
== Planet ==
| |||