Bintang raksasa: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
k fix |
Fitur saranan suntingan: 3 pranala ditambahkan. |
||
Baris 13:
Untuk bintang dengan massa di atas sekitar 0,25 [[massa matahari]] (<var>M</var><sub>☉</sub>), setelah intinya kehabisan hidrogen, bintang tersebut akan berkontraksi dan memanas sehingga hidrogen memulai untuk [[fusi nuklir]] 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 terus tumbuh dan suhunya terus meningkat seiring dengan bertambahnya helium dalan cangkang, tetapi pada bintang setinggi sekitar 10-12 <var>M</var><sub>☉</sub> 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 berkurang. 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 [[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 beberapa bagian kehilangan massa di lapisan luar.<ref name=":0">{{Cite book|last=Salaris, Maurizio.|date=2005|url=https://www.worldcat.org/oclc/61162273|title=Evolution of stars and stellar populations|location=Chichester, West Sussex, England|publisher=J. Wiley|isbn=0-470-09219-X|others=Cassisi, Santi.|oclc=61162273}}</ref>
Jika massa bintang, di bawah sekitar 0,4 <var>M</var><sub>☉,</sub> dalam tahap deret utama, ia tidak akan pernah mencapai suhu yang cukup untuk bisa memadukan [[helium]].<ref>{{Cite journal|last=Kepler|first=S. O.|last2=Bradley|first2=P. A.|date=1995-01-01|title=Structure and evolution of white dwarfs.|url=http://dx.doi.org/10.1515/astro-1995-0213|journal=Open Astronomy|volume=4|issue=2|doi=10.1515/astro-1995-0213|issn=2543-6376}}</ref> Oleh karena itu, ia akan tetap menjadi [[raksasa merah]] yang meleburkan hidrogen sampai ia kehabisan hidrogen, pada saat itu ia akan menjadi [[katai putih]] helium. Menurut teori [[evolusi bintang]], tidak ada bintang dengan massa serendah itu yang dapat berevolusi ke tahap itu dalam usia [[Alam semesta|Alam Semesta]].
Dalam hal bintang di atas sekitar 0,4 <var>M</var><sub>☉</sub>, suhu intinya akhirnya mencapai 10<sup>8</sup> K dan helium akan mulai fusi nuklir untuk karbon dan [[oksigen]] dalam inti oleh [[proses triple-alpha]]. Ketika inti mengalami [[degenerasi]], fusi helium dimulai secara eksplosif, tetapi sebagian besar energi digunakan untuk mengangkat degenerasi dan inti menjadi konvektif. Energi yang dihasilkan oleh fusi helium akan mengurangi tekanan di sekitar selubung pembakaran hidrogen, yang mengurangi laju pembangkitan energinya. Luminositas keseluruhan bintang berkurang, selubung luarnya berkontraksi lagi, dan bintang bergerak dari cabang raksasa merah ke [[cabang horizontal]].<ref name=":0" /><ref>Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.</ref>
Ketika helium dalam inti habis, bintang dengan massa sampai dengan sekitar 8 <var>M</var><sub>☉</sub> memiliki inti karbon-oksigen yang menjadi berkurang dan mulai membakar helium di cangkang. Seperti jatuhnya inti helium sebelumnya, ini memulai konveksi di lapisan luar, memicu Dredge-up 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.<ref name=":0" />
Baris 43:
=== Raksasa terang ===
{{Artikel|Raksasa terang}}
Kelas luminositas lainnya adalah raksasa terang (kelas II), dibedakan dari raksasa normal (kelas III) hanya dengan menjadi sedikit lebih besar dan lebih bercahaya. Bintang ini memiliki luminositas antara raksasa biasa dengan [[super raksasa]], [[magnitudo]] absolutnya sekitar −3.
Contoh:
| |||