Raksasa merah: Perbedaan antara revisi

Raksasa merah yang berevolusi dari [[deret utama]] memiliki massa kisaran sekitar 0,3 <var>M</var>_☉ menjadi sekitar 8 <var>M</var>_☉.<ref name=":0">{{Cite journal|last=Laughlin|first=Gregory|last2=Bodenheimer|first2=Peter|last3=Adams|first3=Fred C.|date=1997-06-10|title=The End of the Main Sequence|url=http://dx.doi.org/10.1086/304125|journal=The Astrophysical Journal|volume=482|issue=1|pages=420–432|doi=10.1086/304125|issn=0004-637X}}</ref> Ketika sebuah bintang awalnya terbentuk dari [[awan molekul]] yang runtuh di [[medium antarbintang]], ia mengandung sebagian besar 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 beragam di seluruh bintang. Bintang mencapai urutan utama ketika inti mencapai suhu yang cukup tinggi untuk memulai menggabungkan hidrogen (beberapa juta kelvin) dan membentuk [[kesetimbangan hidrostatis]]. Selama kehidupan urutan utamanya, bintang perlahan-lahan mengubah hidrogen di intinya 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 hidrogen lebih cepat secara tidak proporsional sehingga memiliki umur yang lebih pendek daripada bintang yang kurang masif.

convective stars|url=http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:200811450|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=496|issue=3|pages=787–790|doi=10.1051/0004-6361:200811450|issn=0004-6361}}</ref><ref>{{Cite journal|date=2005|title=Solar-Type Activity in Main-Sequence Stars|url=http://dx.doi.org/10.1007/3-540-28243-2|journal=Astronomy and Astrophysics Library|doi=10.1007/3-540-28243-2}}</ref> dan dapat terus meleburkan hidrogen menjadi helium untuk satu triliun<ref>{{Cite journal|last=Habing|first=H.J.|date=1992|title=Introductory Remarks on Late Stages of Evolution of Low-Mass Stars|url=http://dx.doi.org/10.1017/s1539299600009813|journal=Highlights of Astronomy|volume=9|pages=604–607|doi=10.1017/s1539299600009813|issn=1539-2996}}</ref> 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.<ref name=":0" />