Raksasa merah: Perbedaan antara revisi

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 dialami 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>_☉, 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 10⁸ 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 10⁸ 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 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.

Bintang bermassa sangat rendah sepenuhnya konvektif dan dapat terus meleburkan hidrogen menjadi helium untuk 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 hingga 10 kali lipat. Akhirnya tingkat helium meningkat ke titik di mana bintang berhenti sepenuhnya dari konvektif dan hidrogen yang tersisa terkunci di inti dan dileburkan hanya dalam waktu beberapa miliar tahun lagi. Bergantung pada massa, suhu dan luminositasnya yang 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 seterang Matahari. Dalam waktu beberapa miliar tahun, mereka menjadi kurang bercahaya dan lebih dingin meskipun pembakaran cangkang hidrogen terus berlanjut. Ini mengubahnya menjadi katai putih helium yang indah.

 

 

== Planet ==