Raksasa merah: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
k v2.04b - Fixed using Wikipedia:ProyekWiki Cek Wikipedia (Tanda baca setelah kode "<nowiki></ref></nowiki>") |
k Perbaikan untuk PW:CW (Fokus: Minor/komestika; 1, 48, 64) + genfixes |
||
Baris 1:
{{Star nav}}
'''Raksasa merah''' adalah [[bintang raksasa]] terang bermassa rendah atau menengah (kira-kira 0,3-8 massa matahari (<var>M</var><sub>☉</sub>) dalam fase akhir dari [[evolusi bintang]]. Atmosfer luarnya menggembung dan lemah, membuat radiusnya membesar dan suhu permukaan rendah, sekitar 5.000 K (4.700 °C; 8.500 °F) atau lebih rendah. Raksasa merah muncul dalam berbagai warna dari kuning-oranye ke merah, termasuk [[Klasifikasi bintang|tipe spektrum]] K dan M, tetapi juga [[bintang kelas S]] dan sebagian besar merupakan [[bintang karbon]].
Raksasa merah berbeda berdasarkan cara mereka menghasilkan energi:
Baris 8:
* [[Cabang raksasa asimtotik|Bintang raksasa asimtotik]] (AGB) bintang dengan cangkang pembakaran helium di luar inti karbon-oksigen yang mengalami degenerasi, dan cangkang pembakaran hidrogen tepat di luar itu.
Banyak dari bintang terang yang terkenal adalah
== Karakteristik ==
Baris 23:
== Evolusi ==
{{Main|Evolusi bintang#Bintang berukuran sedang}}
[[Berkas:
Raksasa merah yang berevolusi dari [[deret utama]] memiliki massa kisaran sekitar 0,3 <var>M</var><sub>☉</sub> menjadi sekitar 8 <var>M</var><sub>☉</sub>.<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.<ref name=":1">{{Cite book|last=Zeilik, Michael.|date=1998|url=https://www.worldcat.org/oclc/38157539|title=Introductory astronomy & astrophysics|location=Belmont Drive, CA|publisher=Brooks/Cole, Cengage Learning|isbn=0-03-006228-4|edition=4th ed|others=Gregory, Stephen A.|oclc=38157539}}</ref>
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).<ref name=":1" />
[[Berkas:
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><sub>☉</sub>,<ref>{{Cite journal|last=Girardi|first=L.|last2=Bressan|first2=A.|last3=Chiosi|first3=C.|last4=Bertelli|first4=G.|last5=Nasi|first5=E.|date=1996-05|title=Evolutionary sequences of stellar models
Baris 76:
== Matahari sebagai Raksasa merah ==
{{Artikel|Akhir Matahari}}
[[Berkas:
Matahari akan berevolusi dari [[deret utama]] dalam waktu kurang lebih 5 miliar tahun memulai fase raksasa merahnya.<ref>{{Cite journal|last=Taylor Redd|first=Nola|date=2015-10-30|title=Small, dim stars could still support life|url=http://dx.doi.org/10.1126/science.aad4788|journal=Science|doi=10.1126/science.aad4788|issn=0036-8075}}</ref> Sebagai raksasa merah, Matahari akan tumbuh begitu besar dan terus membesar sehingga akan menelan Merkurius, Venus, dan mungkin Bumi.<ref>{{Cite journal|last=Schröder|first=K.-P.|last2=Connon Smith|first2=Robert|date=2008-05-01|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|url=http://dx.doi.org/10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=386|issue=1|pages=155–163|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|issn=0035-8711}}</ref>
| |||