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 29:
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 terus 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 mengembang pesat, menyerap sebagian besar energi ekstra dari fusi cangkang. Proses pendinginan dan perluasan ini adalah bintang [[sub-raksasa]]. Ketika selubung bintang cukup dingin, ia menjadi konvektif, bintang berhenti mengembang, luminositasnya mulai meningkat, dan bintang tersebut berubah jadi cabang raksasa merah dari diagram Hertzsprung–Russell (HR).
Jalur evolusi yang
▲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.
| |||