Bintang raksasa
Bintang raksasa adalah bintang dengan jari jari dan luminositas yang jauh lebih besar daripada bintang deret utama (atau katai) pada suhu permukaan yang sama.[1] Mereka terletak di atas urutan utama (kelas luminositas V dalam klasifikasi spektrum Yerkes) pada diagram Hertzsprung-Russell dan sesuai dengan kelas luminositas II dan III.[2] Istilah raksasa dan katai diciptakan oleh Ejnar Hertzsprung pada tahun 1905 untuk bintang-bintang dengan luminositas yang sangat berbeda meskipun suhu atau tipe spektrum serupa.
Bintang raksasa memiliki radius beberapa ratus kali Matahari dan luminositas antara 10 hingga beberapa ribu kali Matahari. Tetapi, Ada pula bintang Kelas Spektrum yang lebih cemerlang dari raksasa yang disebut sebagai super raksasa dan Hiper raksasa.[3]
Bintang deret utama dengan suhu sangat panas dan sangat bercahaya juga dapat disebut sebagai raksasa, tetapi hampir semua bintang deret utama lebih tepatnya disebut Katai, tidak peduli seberapa besar radius dan Lumunositasnya.[4]
Pembentukan
.jpg)
Sebuah bintang bisa menjadi raksasa setelah semua hidrogen yang tersedia untuk fusi di intinya telah habis, dan akhirnya, meninggalkan deret utama. Perilaku bintang panca-Deret utama sangat bergantung pada massanya.
Bintang bermassa menengah
Untuk bintang dengan massa di atas sekitar 0,25 massa matahari (M☉), 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 M☉ 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 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.
Jika massa bintang, di bawah sekitar 0,4 M☉, dalam tahap deret utama, ia tidak akan pernah mencapai suhu yang cukup untuk bisa memadukan helium. 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.
Dalam bintang di atas sekitar 0,4 M☉, suhu intinya akhirnya mencapai 108 K dan helium akan mulai sekering 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 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.
Ketika helium dalam inti habis, bintang dengan massa sampai dengan sekitar 8 M☉ 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.
Bintang bermassa tinggi
Main-bintang deret dengan massa di atas sekitar 12 M ☉ sudah sangat bercahaya dan mereka bergerak horizontal di diagram HR ketika mereka meninggalkan deret utama, sebentar menjadi raksasa biru sebelum mereka memperluas lebih lanjut ke supergiants biru. Mereka memulai pembakaran inti-helium sebelum inti menjadi merosot dan berkembang dengan mulus menjadi raksasa merah tanpa peningkatan luminositas yang kuat. Pada tahap ini, mereka memiliki luminositas yang sebanding dengan bintang AGB terang meskipun mereka memiliki massa yang jauh lebih tinggi, tetapi luminositasnya akan semakin meningkat saat mereka membakar elemen yang lebih berat dan akhirnya menjadi supernova.
Bintang dalam rentang 8-12 M ☉ memiliki sifat agak menengah dan disebut bintang super-AGB. Mereka sebagian besar mengikuti jejak bintang yang lebih terang melalui fase RGB, HB, dan AGB, tetapi cukup masif untuk memulai pembakaran karbon inti dan bahkan beberapa pembakaran neon. Mereka membentuk inti oksigen-magnesium-neon, yang mungkin runtuh dalam supernova penangkap elektron, atau mereka mungkin meninggalkan katai putih neon-oksigen.
Bintang deret utama kelas O sudah sangat bercahaya. Fase raksasa untuk bintang-bintang semacam itu adalah fase singkat dengan ukuran dan luminositas yang sedikit meningkat sebelum mengembangkan kelas luminositas spektral super raksasa. Raksasa tipe O mungkin lebih dari seratus ribu kali lebih bercahaya dari matahari, lebih terang dari banyak raksasa super. Klasifikasi rumit dan sulit dengan perbedaan kecil antara kelas luminositas dan rentang bentuk peralihan yang berkelanjutan. Bintang yang paling masif mengembangkan fitur spektral raksasa atau super raksasa sambil tetap membakar hidrogen di intinya, karena pencampuran unsur-unsur berat ke permukaan dan luminositas tinggi yang menghasilkan angin bintang yang kuat dan menyebabkan atmosfer bintang mengembang.
Bintang bermassa rendah
Sebuah bintang yang massanya awal kurang dari sekitar 0,25 M ☉ tidak akan menjadi bintang raksasa sama sekali. Untuk sebagian besar masa hidupnya, bintang-bintang seperti itu memiliki interiornya yang tercampur seluruhnya oleh konveksi sehingga mereka dapat terus memadukan hidrogen untuk waktu lebih dari 10 12 tahun, jauh lebih lama dari usia Semesta saat ini . Mereka terus menjadi lebih panas dan lebih bercahaya selama ini. Akhirnya mereka mengembangkan inti radiasi, yang kemudian menghabiskan hidrogen di inti dan membakar hidrogen di kulit yang mengelilingi inti. (Bintang dengan massa lebih dari 0,16 M ☉dapat mengembang pada titik ini, tetapi tidak akan pernah menjadi sangat besar.) Tak lama kemudian, suplai hidrogen bintang akan habis dan akan menjadi katai putih helium . Sekali lagi, alam semesta terlalu muda untuk mengamati bintang seperti itu.
Lihat pula
Referensi
- ^ Astronomy encyclopedia. Moore, Patrick. (edisi ke-Fully rev. and expanded ed). New York: Oxford University Press. 2002. ISBN 0-19-521833-7. OCLC 51722919.
- ^ The Facts on File dictionary of astronomy. Daintith, John., Gould, William, 1947-, Facts on File, Inc. (edisi ke-5th ed.). New York, NY: Facts on File. 2006. ISBN 0-8160-5998-5. OCLC 64688924.
- ^ "Relations Between the Spectra and other Characteristics of the Stars ast;". Nature. 93 (2322): 227–230. 1914-04. doi:10.1038/093227b0. ISSN 0028-0836.
- ^ Mitton, Jacqueline. (2001). Cambridge dictionary of astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-80045-5. OCLC 44883814.
 | Artikel bertopik astronomi ini adalah sebuah rintisan. Anda dapat membantu Wikipedia dengan mengembangkannya. |