Bintang raksasa: Perbedaan antara revisi

Untuk bintang dengan massa di atas sekitar 0,25 [[massa matahari]] (<var>M</var>_☉), setelah intinya kehabisan hidrogen, bintang tersebut akan berkontraksi dan memanas sehingga hidrogen memulai untuk sekering di cangkang sekitar inti. Lapisan bintang di luar cangkang mengembang dan mendingin, tetapi hanya mengalami sedikit peningkatan pada luminositasnya, dan bintang memasuki tahap [[Sub-raksasa]]. Inti helium inert terus tumbuh dan suhunya terus meningkat seiring dengan bertambahnya helium dalan cangkang, tetapi pada bintang setinggi sekitar 10-12 <var>M</var>_☉ ia tidak menjadi cukup panas untuk memulai pembakaran helium (bintang bermassa lebih tinggi adalah bintang super raksasa dan berevolusi dengan cara berbeda). Sebaliknya, setelah hanya beberapa juta tahun, inti tersebut mencapai [[Batas Schönberg-Chandrasekhar]], dengan cepat runtuh, dan mungkin menjadi merosot. Hal ini menyebabkan lapisan luar mengembang lebih jauh dan menghasilkan [[Zona konveksi|zona konvektif]] yang kuat yang membawa elemen berat ke permukaan dalam proses yang disebut pengerukan[[Dredge-up]] pertama. Konveksi kuat ini juga meningkatkan pengangkutan energi ke permukaan, luminositas meningkat secara dramatis, dan bintang bergerak ke [[cabang raksasa merah]] di mana ia akan secara stabil membakar hidrogen dalam cangkang untuk sebagian besar dari seluruh hidupnya (kira-kira 10% untuk bintang seperti Matahari). Inti terus mendapatkan massa, berkontraksi, dan suhu meningkat, sedangkan ada beberapa bagian kehilangan massa di lapisan luar.

Jika massa bintang, ketika berada di deret utama, di bawah sekitar 0,4  <var>M</var> _☉, dalam tahap deret utama, ia tidak akan pernah mencapai suhu sentral yang diperlukancukup untuk bisa memadukan [[helium ]]. ^{, hal.169.} Oleh karena itu, ia akan tetap menjadi [[raksasa merah]] peleburan hidrogen sampai ia kehabisan hidrogen, pada saat itu ia akan menjadi [[katai putih]] helium . ^{, § 4.1, 6.1.}Menurut teori [[evolusi bintang]], tidak ada bintang dengan massa serendah itu yang dapat berevolusi ke tahap itu dalam usia Alam Semesta.

Ketika helium dslam inti habis, bintang dengan massa sampai dengan sekitar 8  <var>M</var> _☉ memiliki inti karbon-oksigen yang menjadi merosot dan mulai heliummembakar terbakarhelium di shellcangkang. Seperti jatuhnya inti helium sebelumnya, ini memulai konveksi di lapisan luar, memicu pengerukanDredge-ul kedua, dan menyebabkan peningkatan ukuran dan luminositas yang dramatis. Ini adalah [[cabang raksasa asimtotik]] (AGB) yang dianalogikan dengan cabang raksasa merah tetapi lebih bercahaya, dengan cangkang pembakaran hidrogen yang menyumbang sebagian besar energi. Bintang hanya tetap berada di tahap AGB selama sekitar satu juta tahun, dan setelah itu Ia menjadi semakin tidak stabil sampai mereka kehabisan bahan bakar, melewati fase [[nebula planet]], dan kemudian menjadi katai putih karbon-oksigen. ^{, § 7.1–7.4.}