Raksasa merah

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Revisi sejak 2 September 2020 08.41 oleh FBN122645 (bicara | kontrib)

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

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]

Planet

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

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.[5] 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.[6]

Pembesaran planet

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.[7]

Contoh Raksasa merah terkenal

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

Raksasa rumpun merah

Cabang raksasa asimtotik

Matahari sebagai Raksasa merah

Artikel utama: Akhir Matahari
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.[8] Sebagai raksasa merah, Matahari akan tumbuh begitu besar dan terus membesar sehingga akan menelan Merkurius, Venus, dan mungkin Bumi.[9]

Referensi

  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. ^ 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. 
  6. ^ 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. 
  7. ^ 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. 
  8. ^ Taylor Redd, Nola (2015-10-30). "Small, dim stars could still support life". Science. doi:10.1126/science.aad4788. ISSN 0036-8075. 
  9. ^ 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

Media terkait Raksasa merah di Wikimedia Commons

Diperoleh dari "https://wiki-indonesia.club/w/index.php?title=Raksasa_merah&oldid=17359800"