Raksasa merah

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Loncat ke navigasi Loncat ke pencarian

Raksasa merah adalah bintang raksasa terang bermassa rendah atau menengah (kira-kira 0,3-8 massa matahari (M) 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 tipe spektrum K dan M, tetapi juga bintang kelas S dan sebagian besar merupakan bintang karbon.

Raksasa merah berbeda berdasarkan cara mereka menghasilkan energi:

  • Raksasa merah yang paling umum adalah bintang pada cabang raksasa merah (RGB) yang masih menggabungkan hidrogen menjadi helium dalam cangkang yang mengelilingi inti heliumnya yang membengkak.
  • bintang rumpun merah di bagian dingin dari cabang horizontal, yang menggabungkan helium menjadi karbon di intinya melalui proses triple-alpha.
  • 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 raksasa merah, karena bercahaya dan cukup umum. Bintang K0 RGB seperti Arcturus berjarak 36 tahun cahaya, dan Gamma Crucis adalah Bintang raksasa kelas-M terdekat yang berjarak 88 tahun cahaya.

Karakteristik[sunting | sunting sumber]

Bintang raksasa merah Mira.

Raksasa merah adalah bintang yang telah kehabisan pasokan hidrogen di intinya dan telah memulai fusi termonuklir hidrogen dalam cangkang yang mengelilingi inti. Mereka memiliki jari-jari puluhan hingga ratusan kali lebih besar dari Matahari. Namun, lapisan luar mereka bersuhu lebih rendah, membuat warna mereka menjadi kuning-oranye kemerahan. Meskipun kepadatan energi selubungnya lebih rendah, raksasa merah berkali-kali lebih bercahaya daripada Matahari karena ukurannya yang besar. Bintang bercabang raksasa merah memiliki luminositas hingga hampir tiga ribu kali Matahari (L), jenis spektrum K atau M, memiliki suhu permukaan 3.000–4.000 K, dan radius hingga sekitar 200 kali Matahari (R). Bintang di cabang horizontal lebih panas, dengan hanya memiliki luminositas dalam kisaran kecil, yaitu sekitar 75 L. Bintang cabang raksasa asimtotik berkisar dari luminositas yang sama dengan bintang yang lebih terang dari cabang raksasa merah, hingga beberapa kali lebih terang pada akhir fase denyut termal.

Beberapa bintang-bintang cabang raksasa asimtotik diantaranya merupakan bintang karbon tipe CN dan CR akhir, yang dihasilkan ketika karbon dan elemen lainnya dikonveksi ke permukaan yang disebut Dredge-up.[1] Dredge-up pertama terjadi selama pembakaran cangkang hidrogen di cabang raksasa merah, tetapi tidak menghasilkan karbon yang berlimpah di permukaan. Dredge-up yang kedua, dan yang ketiga, terjadi selama cangkang helium terbakar di bintang cabang raksasa asimtotik dan mengikat karbon ke permukaan pada bintang yang cukup masif.

Bagian-bagian bintang raksasa merah tidak dapat didefinisikan dengan baik dan bertentangan dengan penggambaran mereka dalam banyak ilustrasi. Sebaliknya, karena kepadatan massa selubung yang sangat rendah, bintang-bintang tersebut tidak memiliki fotosfer yang terdefinisi dengan baik, dan bagian bintang secara bertahap bertransisi menjadi 'korona'.[2] Raksasa merah paling indah memiliki spektrum kompleks, dengan garis molekuler, fitur emisi, dan terkadang maser, terutama dari bintang AGB yang berdenyut termal.[3]

Ciri penting lain dari raksasa merah adalah, tidak seperti bintang mirip Matahari yang fotosfernya memiliki sejumlah besar butiran konveksi kecil (butiran surya), fotosfer raksasa merah, serta fotosfer super raksasa merah, hanya memiliki beberapa but Iran besar, ciri-ciri itulah yang menyebabkan variasi kecerahan bintang begitu umum pada kedua jenis bintang tersebut.[4]

Evolusi[sunting | sunting sumber]

Gambar ini melacak evolusi kehidupan bintang mirip Matahari, dari kelahirannya di sisi kiri gambar hingga evolusinya menjadi raksasa.

Raksasa merah yang berevolusi dari deret utama memiliki massa kisaran sekitar 0,3 M menjadi sekitar 8 M.[5] 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.[6]

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).[6]

Mira A, bintang tua yang melepaskan lapisan luarnya.

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  M[7], inti akan menjadi cukup padat sehingga tekanan degenerasi elektron akan mencegahnya dari keruntuhan lebih lanjut. Setelah inti mengalami degenerasi, inti akan terus memanas hingga mencapai suhu sekitar 108 K, cukup panas untuk mulai meleburkan helium ke karbon melalui proses tripel-alfa. Setelah inti yang merosot mencapai suhu ini, seluruh inti akan memulai fusi helium hampir secara bersamaan dan disebut sebagai kilatan helium. Pada bintang yang lebih masif, inti yang runtuh akan mencapai 108 K sebelumnya cukup padat untuk mengalami degenerasi, sehingga fusi helium akan dimulai dengan lebih lancar, dan tidak menghasilkan kilatan helium.[6] Fase peleburan inti helium dari kehidupan sebuah bintang disebut cabang horizontal pada bintang logam miskin, dinamai demikian karena bintang-bintang ini terletak pada garis yang hampir horizontal dalam diagram HR dari banyak gugus bintang. Bintang sekering helium yang kaya logam terletak pada suatu wilayah yang disebut rumpun merah dalam diagram HR.[8]

Proses serupa terjadi ketika helium pusat habis dan bintang runtuh sekali lagi, menyebabkan helium dalam cangkang mulai berfusi. Pada saat yang sama, hidrogen dapat memulai fusi dalam cangkang tepat di luar cangkang helium yang terbakar. Ini menempatkan bintang ke cabang raksasa asimtotik, fase raksasa merah kedua.[9] Hasil fusi helium dalam pembentukan inti karbon-oksigen. Sebuah bintang di bawah sekitar 8  M tidak akan pernah memulai fusi dalam inti karbon-oksigennya yang mengalami degenerasi.[8] Sebaliknya, pada akhir fase cabang raksasa asimtotik, bintang akan mengeluarkan lapisan terluarnya dan membentuk nebula planet dengan inti bintang terbuka yang berubah menjadi katai putih. Pengeluaran massa luar dan penciptaan nebula planet akhirnya mengakhiri fase raksasa merah dari evolusi bintang. Fase raksasa merah biasanya berlangsung hanya sekitar satu miliar tahun total untuk bintang bermassa matahari, yang hampir semua usianya dihabiskan di cabang raksasa merah. Fase cabang horizontal dan cabang raksasa asimtotik berjalan puluhan kali lebih cepat.[10]

Jika bintang memiliki sekitar 0,2 hingga 0,5 M[8], ia cukup masif untuk menjadi raksasa merah tetapi tidak memiliki massa yang cukup untuk memulai fusi helium.[5] Bintang-bintang "tahap" ini tergolong dingin dan mengalami peningkatan luminositas tetapi tidak pernah mencapai ujung cabang raksasa merah dan kilatan inti helium. Ketika kenaikan cabang raksasa merah berakhir, lapisan terluarnya membengkak seperti bintang cabang raksasa pasca asimtotik dan kemudian menjadi katai putih.

Bintang yang tidak menjadi raksasa merah[sunting | sunting sumber]

Bintang bermassa sangat rendah kelebihan konvektif[11][12] dan dapat terus meleburkan hidrogen menjadi helium untuk satu triliun[13] tahun sampai hanya sebagian kecil dari seluruh bintang yang merupakan hidrogen. Luminositas dan suhu terus meningkat selama waktu ini, seperti pada bintang deret utama yang lebih masif, tetapi lamanya waktu yang terlibat berarti bahwa suhu pada akhirnya meningkat sekitar 50% dan luminositasnya meningkat hingga 10 kali lipat. Akhirnya tingkat helium meningkat ke titik di mana bintang berhenti sepenuhnya dari konvektif dan hidrogen yang tersisa terkunci di inti dan dileburkan hanya dalam waktu beberapa miliar tahun lagi. Bergantung pada massa, suhu dan luminositasnya yang terus meningkat selama beberapa waktu selama pembakaran kulit hidrogen, bintang bisa menjadi lebih panas dari Matahari dan puluhan kali lebih bercahaya daripada saat terbentuk meski masih tidak seterang Matahari. Dalam waktu beberapa miliar tahun, mereka menjadi kurang bercahaya dan lebih dingin meskipun pembakaran cangkang hidrogen terus berlanjut. Ini mengubahnya menjadi katai putih helium yang indah.[5]

Bintang bermassa sangat tinggi berkembang menjadi bintang super raksasa yang mengikuti jalur evolusi yang membawa mereka maju mundur secara horizontal di atas diagram HR, di ujung kanan membentuk super raksasa merah. Bintang seperti ini biasanya mengakhiri hidup mereka sebagai supernova tipe II. Bintang paling masif dapat menjadi bintang Wolf–Rayet tanpa menjadi raksasa atau super raksasa sama sekali.[14][15]

Planet[sunting | sunting sumber]

Bintang Raksasa merah yang diketahui memiliki planet: HD 208527 Type-M, HD 220074 dan pada Februari 2014, beberapa puluh raksasa merah type-K juga mengandung planet termasuk Pollux, Gamma Cephei dan Iota Draconis.

Prospek kelayakan huni[sunting | sunting sumber]

Meskipun secara tradisional bahwa evolusi bintang menjadi Raksasa merah akan membuatnya memiliki sistem planet, jika memang ada, mungkin tidak layak huni, beberapa penelitian menunjukan bahwa, selama evolusi dari 1 M, bintang di sepanjang cabang raksasa merah, bisa memiliki sebuah zona layak huni selama beberapa miliar tahun pada jarak 2 unit astronomi (AU) untuk waktu 100 juta tahun pada luar 9 AU, memberikan cukup waktu bagi sebuah kehidupan untuk mengembangkan dunianya menjadi lebih baik. Setelah tahap raksasa merah, bintang tersebut membuat zona layak huninya pindah menjadi antara 7 hingga 22 AU untuk waktu satu miliar tahun lagi.[16] Penelitian selanjutnya telah menyempurnakan skenario ini, menunjukkan bagaimana bintang massa 1 M memiliki zona layak huni berlangsung dari 100 juta tahun untuk planet dengan orbit yang mirip dengan Mars hingga 210 juta tahun untuk planet yang mengorbit pada jarak Saturnus ke Matahari, waktu maksimum (370 juta tahun) yang sesuai untuk planet yang mengorbit di jarak Jupiter. Namun, sebuah planet mengorbit bintang bermassa 0,5 M☉, bintang tersebut di orbit oleh objek yang setara dengan Jupiter dan Saturnus mereka berada dalam zona layak huni untuk durasi 5,8 miliar tahun dan 2,1 miliar tahun untuk masing masing planet; untuk bintang yang lebih masif daripada Matahari, waktunya jauh lebih singkat.[17]

Pembesaran planet[sunting | sunting sumber]

Pada Juni 2014, lima puluh planet raksasa telah ditemukan di sekitar bintang raksasa. Namun, planet raksasa ini lebih masif dari planet raksasa yang ditemukan di sekitar bintang berjenis matahari. Hal ini bisa jadi karena bintang raksasa lebih masif daripada Matahari (bintang yang lebih kecil masih akan berada di deret utama dan belum akan menjadi raksasa) dan bintang yang lebih masif diharapkan memiliki planet yang lebih masif. Namun, massa planet yang ditemukan di sekitar bintang raksasa tidak berkorelasi dengan massa bintang; Oleh karena itu, planet-planet bisa tumbuh dalam massa selama fase raksasa merah bintang induk. Pertumbuhan massa planet bisa jadi sebagian karena pertambahan angin bintang, meskipun efek yang jauh lebih besar seperti lobus Roche. luapan menyebabkan perpindahan massa dari bintang ke planet saat raksasa mengembang ke jarak orbit planet.[18]

Contoh Raksasa merah terkenal[sunting | sunting sumber]

Banyak dari bintang terang yang terkenal adalah raksasa merah, karena bercahaya dan cukup umum. Bintang variabel cabang raksasa merah Gamma Crucis adalah bintang raksasa kelas-M terdekat pada 88 tahun cahaya. Bintang cabang raksasa merah K0 Arcturus berjarak 36 tahun cahaya.

Cabang raksasa merah[sunting | sunting sumber]

Raksasa rumpun merah[sunting | sunting sumber]

Cabang raksasa asimtotik[sunting | sunting sumber]

Matahari sebagai Raksasa merah[sunting | sunting sumber]

ukuran matahari saat ini (masih deret utama) dengan ukuran maksimum matahari sebagai Raksasa merah di masa depan.

Matahari akan berevolusi dari deret utama dalam waktu kurang lebih 5 miliar tahun memulai fase raksasa merahnya.[19] Sebagai raksasa merah, Matahari akan tumbuh begitu besar dan terus membesar sehingga akan menelan Merkurius, Venus, dan mungkin Bumi.[20]

Referensi[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Boothroyd, Arnold I.; Sackmann, I.‐Juliana (1999-01). "The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up". The Astrophysical Journal. 510 (1): 232–250. doi:10.1086/306546. ISSN 0004-637X. 
  2. ^ Suzuki, Takeru K. (2007-04-20). "Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line". The Astrophysical Journal. 659 (2): 1592–1610. doi:10.1086/512600. ISSN 0004-637X. 
  3. ^ Habing, Harm J.; Olofsson, Hans, ed. (2004). "Asymptotic Giant Branch Stars". Astronomy and Astrophysics Library. doi:10.1007/978-1-4757-3876-6. ISSN 0941-7834. 
  4. ^ Schwarzschild, M. (1975-01). "On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants". The Astrophysical Journal. 195: 137. doi:10.1086/153313. ISSN 0004-637X. 
  5. ^ a b c Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997-06-10). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. doi:10.1086/304125. ISSN 0004-637X. 
  6. ^ a b c Zeilik, Michael. (1998). Introductory astronomy & astrophysics. Gregory, Stephen A. (edisi ke-4th ed). Belmont Drive, CA: Brooks/Cole, Cengage Learning. ISBN 0-03-006228-4. OCLC 38157539. 
  7. ^ Girardi, L.; Bressan, A.; Chiosi, C.; Bertelli, G.; Nasi, E. (1996-05). "Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. VI. $Z=0.0001$". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 117 (1): 113–125. doi:10.1051/aas:1996144. ISSN 0365-0138.  line feed character di |title= pada posisi 42 (bantuan);
  8. ^ a b c Asteroseismology and exoplanets : listening to the stars and searching for new worlds : IVth Azores International Advanced School in Space Sciences. Campante, Tiago L., Santos, Nuno C., Monteiro, Mário J. P. F. G. Cham: Springer. 2018. ISBN 978-3-319-59315-9. OCLC 1011183767. 
  9. ^ Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (1993-11). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal. 418: 457. doi:10.1086/173407. ISSN 0004-637X. 
  10. ^ Alves, David R.; Sarajedini, Ata (1999-01-20). "The Age‐dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump". The Astrophysical Journal. 511 (1): 225–234. doi:10.1086/306655. ISSN 0004-637X. 
  11. ^ Reiners, A.; Basri, G. (2009-01-14). "On the magnetic topology of partially and fully convective stars". Astronomy & Astrophysics. 496 (3): 787–790. doi:10.1051/0004-6361:200811450. ISSN 0004-6361.  line feed character di |title= pada posisi 48 (bantuan)
  12. ^ "Solar-Type Activity in Main-Sequence Stars". Astronomy and Astrophysics Library. 2005. doi:10.1007/3-540-28243-2. 
  13. ^ Habing, H.J. (1992). "Introductory Remarks on Late Stages of Evolution of Low-Mass Stars". Highlights of Astronomy. 9: 604–607. doi:10.1017/s1539299600009813. ISSN 1539-2996. 
  14. ^ Crowther, Paul A. (2007-09). "Physical Properties of Wolf-Rayet Stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 45 (1): 177–219. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. ISSN 0066-4146. 
  15. ^ Maeder, André; Meynet, Georges; Ekström, Sylvia; Hirschi, Raphael; Georgy, Cyril (2007-12). "Massive Stars as Cosmic Engines Through the Ages". Proceedings of the International Astronomical Union. 3 (S250): 3–16. doi:10.1017/s1743921308020292. ISSN 1743-9213. 
  16. ^ Lopez, Bruno; Schneider, Jean; Danchi, William C. (2005-07-10). "Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?". The Astrophysical Journal. 627 (2): 974–985. doi:10.1086/430416. ISSN 0004-637X. 
  17. ^ Ramirez, Ramses M.; Kaltenegger, Lisa (2016-05-16). "HABITABLE ZONES OF POST-MAIN SEQUENCE STARS". The Astrophysical Journal. 823 (1): 6. doi:10.3847/0004-637x/823/1/6. ISSN 1538-4357. 
  18. ^ Jones, M. I.; Jenkins, J. S.; Bluhm, P.; Rojo, P.; Melo, C. H. F. (2014-06). "The properties of planets around giant stars". Astronomy & Astrophysics. 566: A113. doi:10.1051/0004-6361/201323345. ISSN 0004-6361. 
  19. ^ Taylor Redd, Nola (2015-10-30). "Small, dim stars could still support life". Science. doi:10.1126/science.aad4788. ISSN 0036-8075. 
  20. ^ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (2008-05-01). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155–163. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. ISSN 0035-8711. 

Pranala luar[sunting | sunting sumber]

Media terkait Raksasa merah di Wikimedia Commons