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. Namun, 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

Struktur internal mirip matahari dan Raksasa merah. *Gambar ESO*.

Sebuah bintang bisa menjadi raksasa setelah semua hidrogen yang tersedia untuk fusi di intinya telah habis, dan akhirnya, meninggalkan deret utama.^[5] 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 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 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 berkurang. 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.^[6]

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.^[7] 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 hal bintang di atas sekitar 0,4 M_☉, suhu intinya akhirnya mencapai 10⁸ 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.^[6]^[8]

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.^[6]

Bintang bermassa tinggi

Bintang deret utama dengan massa di atas sekitar 12 M_☉ sudah sangat bercahaya dan mereka bergerak horizontal di diagram HR dan mereka meninggalkan deret utama,^[9] dalam waktu sebentar dengan cepat menjadi raksasa biru sebelum mereka berkembang lebih lanjut ke super raksasa biru. Mereka memulai pembakaran inti-helium sebelum inti menjadi menyusut dan berkembang dengan lambat menjadi raksasa merah tanpa peningkatan luminositas yang kuat. Pada tahap ini, mereka memiliki luminositas yang sebanding dengan bintang AGB yang sangat terang meskipun mereka memiliki massa yang jauh lebih tinggi, tetapi luminositasnya akan semakin meningkat saat mereka membakar elemen yang lebih berat dan akhirnya berakhir dengan supernova.

Bintang dalam rentang massa 8-12 M_☉ memiliki sifat agak menengah dan disebut bintang super-AGB. Mereka sebagian besar mengikuti evolusi 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 raksasanya sangat singkat dengan ukuran dan luminositas yang sedikit meningkat sebelum mengembangkan kelas luminositas spektrum menjadi super raksasa. Bintang raksasa tipe O mungkin seratus ribu kali lebih bercahaya dari matahari, lebih terang dari kebanyakan super raksasa. Bintang yang paling masif dengan cepat berevolusi dari tahap spektrum 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 massa awalnya kurang dari sekitar 0,25 M_☉ tidak akan bisa menjadi bintang raksasa sama sekali. Untuk sebagian besar masa hidupnya, bintang-bintang seperti itu memiliki interiornya yang tercampur seluruhnya oleh konveksi sehingga mereka akan terus memadukan hidrogen untuk waktu lebih dari 10¹² tahun, jauh lebih lama dari usia Semesta saat ini. Mereka akan terus mengalami peningkatan suhu dan luminositas selama masa. Akhirnya mereka mengembangkan inti radiasi, yang kemudian menghabiskan hidrogen di inti dan membakar hidrogen di cangkang yang mengelilingi inti. (Bintang dengan massa lebih dari 0,16 M_☉ dapat mengembang pada titik ini, tetapi tidak akan pernah bisa menjadi sangat besar.) Tak lama kemudian, pasokan hidrogen bintang akan habis dan akan menjadi katai putih helium.^[10] Sekali lagi, alam semesta terlalu muda untuk memiliki bintang seperti itu.

Subkelas

Ada berbagai macam bintang kelas raksasa dari beberapa subkelas yang biasanya digunakan untuk mengidentifikasi kelompok bintang yang lebih kecil.

Subraksasa

Subraksasa adalah kelas luminositas spektroskopi yang sepenuhnya terpisah (IV) dari raksasa, tetapi memiliki banyak kesamaan. Meskipun beberapa subraksasa hanyalah bintang deret utama yang terlalu bercahaya karena variasi kimiawi atau usia, subraksasa lainnya sedang menuju jalur evolusi yang berbeda menuju raksasa yang lebih besar.

Contoh:

Gamma Geminorum (γ Gem), subraksasa tipe A;
Eta Bootis (η Boo), subraksasa tipe-G.

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:

Delta Orionis Aa1 (δ Ori Aa1), komponen utama Mintaka, raksasa terang tipe-O;
Alpha Carinae (α Car), raksasa terang tipe-F, Canopus, terkadang juga digolongkan sebagai raksasa super.

Raksasa merah

Dalam kelas luminositas raksasa, bintang yang lebih dingin dari kelas spektrum K, M, S, dan C, (dan kadang-kadang beberapa bintang tipe-G) disebut raksasa merah. Raksasa merah masuk dalam bintang-bintang sejumlah fase evolusi berbeda dalam hidup mereka: cabang raksasa merah utama (RGB); cabang horizontal merah atau rumpun merah; cabang raksasa yang asimtotik (AGB), meskipun bintang AGB sering kali cukup besar dan cukup bercahaya untuk diklasifikasikan sebagai super raksasa; dan terkadang bintang besar lainnya seperti bintang setelah AGB. Bintang RGB sejauh ini merupakan jenis bintang raksasa yang paling umum karena massanya yang stabil, umur stabil yang relatif lama, dan luminositas. Mereka adalah pengelompokan bintang yang paling jelas setelah deret utama pada kebanyakan diagram HR, meskipun katai putih lebih banyak tetapi jauh lebih sedikit bercahaya.

Contoh:

Pollux
Epsilon Ophiuchi, raksasa merah tipe-G.
Arcturus (α Bootes), raksasa tipe-K.
Gamma Comae Berenices (γ Comae Berenices), raksasa tipe-K.
Mira (ο Ceti), raksasa tipe-M dan prototipe variabel Mira.
Aldebaran, raksasa tipe-K.

Raksasa kuning

Bintang raksasa dengan suhu menengah (Kelas spektrum G, F, dan setidaknya beberapa meupakan A) disebut raksasa kuning. Jumlah mereka jauh lebih sedikit daripada raksasa merah, sebagian karena mereka hanya terbentuk dari bintang dengan massa yang jauh lebih tinggi, dan sebagian karena mereka menghabiskan lebih sedikit waktu dalam fase kehidupan mereka. Namun, mereka masuk dalam sejumlah kelas penting dari bintang variabel. Bintang kuning bercahaya tinggi biasanya tidak stabil, yang mengarah ke strip ketidakstabilan pada diagram HR di mana sebagian besar bintang merupakan variabel yang berdenyut. Strip ketidakstabilan menjangkau dari deret utama hingga luminositas hiper raksasa, tetapi pada luminositas raksasa ada beberapa kelas bintang variabel:

Variabel RR Lyrae, bintang kelas A (kadang-kadang F) cabang horizontal berdenyut dengan periode kurang dari satu hari dan amplitudo yang besarnya kurang;
Variabel W Virginis, variabel berdenyut lebih bercahaya juga dikenal sebagai Cepheid tipe II, dengan periode 10-20 hari;
Variabel Cepheid tipe I, lebih banyak diam dan sebagian besar merupakan super raksasa, dengan periode yang lebih lama;
Variabel Delta Scuti, bintang subraksasa langka atau mungkin bintang deret utama.

Raksasa kuning mungkin merupakan bintang bermassa sedang yang berevolusi untuk pertama kalinya menuju cabang raksasa merah, atau mungkin bintang yang berevolusi di cabang horizontal. Evolusinya yang menuju cabang raksasa merah untuk pertama kalinya berlangsung sangat cepat, daripada bintang yang menghabiskan waktu lebih lama di cabang horizontal. Bintang cabang horizontal, memiliki elemen lebih berat dan massa yang lebih rendah, serta lebih tidak stabil.

Contoh:

Sigma Octantis (σ Octantis), raksasa tipe-F dan variabel Delta Scuti;
Alpha Aurigae Aa (α Aurigae Aa), raksasa tipe-G, salah satu bintang yang membentuk Capella.

Raksasa biru (atau putih)

Raksasa terpanas, dari kelas spektrum O, B, dan terkadang paling awal A, disebut raksasa biru. Terkadang bintang tipe A dan akhir bisa disebut sebagai raksasa putih.

Raksasa biru adalah pengelompokan bintangyang sangat heterogen, mulai dari bintang bermassa tinggi dan luminositas tinggi yang meninggalkan deret utama hingga bintang bercabang horizontal bermassa rendah. Bintang bermassa lebih tinggi meninggalkan deret utama menjadi raksasa biru, lalu raksasa biru terang, dan kemudian super raksasa biru, sebelum berkembang menjadi super raksasa merah, meskipun memiliki massa yang paling tinggi, tahap raksasa begitu singkat dan sempit sehingga sulit dibedakan dengan super raksasa biru.

Bintang bermassa rendah, memiliki pembakaran inti helium yang berevolusi dari raksasa merah di sepanjang cabang horizontal dan kemudian kembali lagi ke cabang raksasa asimtotik, dan tergantung pada massa dan logam mereka untuk bisa menjadi raksasa biru. Diperkirakan bahwa beberapa bintang setelah AGB yang mengalami denyut panas terlambat untuk bisa menjadi raksasa biru

Contoh:

Alcyone (η Tauri), raksasa tipe-B, bintang paling terang di Pleiades;
Thuban (α Draconis), raksasa tipe A.

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. Pemeliharaan CS1: Teks tambahan (link)
^ 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. Pemeliharaan CS1: Teks tambahan (link)
^ "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.
^ Hardesty, Skye (2006-12). "Encyclopedia of Space and Astronomy2006427Joseph A. Angelo. Encyclopedia of Space and Astronomy. New York, NY: Facts on File 2006. ix+740 pp. £51.50; $82.50, ISBN: 0 8160 5330 8 Facts on File Science Library". Reference Reviews. 20 (8): 36–37. doi:10.1108/09504120610709628. ISSN 0950-4125.
^ ^a ^b ^c Salaris, Maurizio. (2005). Evolution of stars and stellar populations. Cassisi, Santi. Chichester, West Sussex, England: J. Wiley. ISBN 0-470-09219-X. OCLC 61162273.
^ Kepler, S. O.; Bradley, P. A. (1995-01-01). "Structure and evolution of white dwarfs". Open Astronomy. 4 (2). doi:10.1515/astro-1995-0213. ISSN 2543-6376.
^ Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
^ Eldridge, J. J.; Tout, C. A. (2004). "Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae". Memorie della Società Astronomica Italiana. 75: 694. arXiv:astro-ph/0409583.
^ The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp. 420–432.

Artikel bertopik astronomi ini adalah sebuah rintisan. Anda dapat membantu Wikipedia dengan mengembangkannya.

[1] Astronomy encyclopedia. Moore, Patrick. (edisi ke-Fully rev. and expanded ed). New York: Oxford University Press. 2002. ISBN 0-19-521833-7. OCLC 51722919. Pemeliharaan CS1: Teks tambahan (link)

[2] 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. Pemeliharaan CS1: Teks tambahan (link)

[3] "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.

[4] Mitton, Jacqueline. (2001). Cambridge dictionary of astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-80045-5. OCLC 44883814.

[5] Hardesty, Skye (2006-12). "Encyclopedia of Space and Astronomy2006427Joseph A. Angelo. Encyclopedia of Space and Astronomy. New York, NY: Facts on File 2006. ix+740 pp. £51.50; $82.50, ISBN: 0 8160 5330 8 Facts on File Science Library". Reference Reviews. 20 (8): 36–37. doi:10.1108/09504120610709628. ISSN 0950-4125.

[:0-6] Salaris, Maurizio. (2005). Evolution of stars and stellar populations. Cassisi, Santi. Chichester, West Sussex, England: J. Wiley. ISBN 0-470-09219-X. OCLC 61162273.

[7] Kepler, S. O.; Bradley, P. A. (1995-01-01). "Structure and evolution of white dwarfs". Open Astronomy. 4 (2). doi:10.1515/astro-1995-0213. ISSN 2543-6376.

[8] Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.

[9] Eldridge, J. J.; Tout, C. A. (2004). "Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae". Memorie della Società Astronomica Italiana. 75: 694. arXiv:astro-ph/0409583.

[10] The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp. 420–432.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]