A giant star has a substantially larger radius and luminosity than a main-sequence (or dwarf) star of the same surface temperature.
Bintang raksasa adalah bintang dengan jari jari dan luminositas yang jauh lebih besar daripada bintang deret utama (atau katai) pada suhu permukaan yang sama.
They lie above the main sequence (luminosity class V in the Yerkes spectral classification) on the Hertzsprung–Russell diagram and correspond to luminosity classes II and III.
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.
The terms giant and dwarf were coined for stars of quite different luminosity despite similar temperature or spectral type (namely K and M) by Ejnar Hertzsprung in 1905 or 1906.
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.
Giant stars have radii up to a few hundred times the Sun and luminosities over 10 times that of the Sun.
Bintang raksasa memiliki radius beberapa ratus kali Matahari dan luminositas antara 10 hingga beberapa ribu kali Matahari.
A star becomes a giant after all the hydrogen available for fusion at its core has been depleted and, as a result, leaves the main sequence.
Sebuah bintang bisa menjadi raksasa setelah semua hidrogen yang tersedia untuk fusi di intinya telah habis, dan akhirnya, meninggalkan deret utama.
The behaviour of a post-main-sequence star depends largely on its mass.
Perilaku bintang panca-Deret utama sangat bergantung pada massanya.
For a star with a mass above about 0.25 solar masses (M☉), once the core is depleted of hydrogen it contracts and heats up so that hydrogen starts to fuse in a shell around the core.
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.
The portion of the star outside the shell expands and cools, but with only a small increase in luminosity, and the star becomes a subgiant.
Lapisan bintang di luar cangkang mengembang dan mendingin, tetapi hanya mengalami sedikit peningkatan pada luminositasnya, dan bintang memasuki tahap Sub-raksasa.
The inert helium core continues to grow and increase in temperature as it accretes helium from the shell, but in stars up to about 10-12 M☉ it does not become hot enough to start helium burning (higher-mass stars are supergiants and evolve differently).
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).
This strong convection also increases the transport of energy to the surface, the luminosity increases dramatically, and the star moves onto the red-giant branch where it will stably burn hydrogen in a shell for a substantial fraction of its entire life (roughly 10% for a Sun-like star).
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).
If the star's mass, when on the main sequence, was below approximately 0.4 M☉, it will never reach the central temperatures necessary to fuse helium., p. 169.
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.
It will therefore remain a hydrogen-fusing red giant until it runs out of hydrogen, at which point it will become a helium white dwarf., § 4.1, 6.1.
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.
According to stellar evolution theory, no star of such low mass can have evolved to that stage within the age of the Universe.
Menurut teori evolusi bintang, tidak ada bintang dengan massa serendah itu yang dapat berevolusi ke tahap itu dalam usia Alam Semesta.
In stars above about 0.4 M☉ the core temperature eventually reaches 108 K and helium will begin to fuse to carbon and oxygen in the core by the triple-alpha process.
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.
When the core is degenerate helium fusion begins explosively, but most of the energy goes into lifting the degeneracy and the core becomes convective.
Ketika inti mengalami degenerasi, fusi helium dimulai secara eksplosif, tetapi sebagian besar energi digunakan untuk mengangkat degenerasi dan inti menjadi konvektif.
The energy generated by helium fusion reduces the pressure in the surrounding hydrogen-burning shell, which reduces its energy-generation rate.
Energi yang dihasilkan oleh fusi helium akan mengurangi tekanan di sekitar selubung pembakaran hidrogen, yang mengurangi laju pembangkitan energinya.
The overall luminosity of the star decreases, its outer envelope contracts again, and the star moves from the red-giant branch to the horizontal branch., chapter 6.
Luminositas keseluruhan bintang berkurang, selubung luarnya berkontraksi lagi, dan bintang bergerak dari cabang raksasa merah ke cabang horizontal.
When the core helium is exhausted, a star with up to about 8 M☉ has a carbon–oxygen core that becomes degenerate and starts helium burning in a shell.
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.
As with the earlier collapse of the helium core, this starts convection in the outer layers, triggers a second dredge-up, and causes a dramatic increase in size and luminosity.
Seperti jatuhnya inti helium sebelumnya, ini memulai konveksi di lapisan luar, memicu Dredge-up kedua, dan menyebabkan peningkatan ukuran dan luminositas yang dramatis.
This is the asymptotic giant branch (AGB) analogous to the red-giant branch but more luminous, with a hydrogen-burning shell contributing most of the energy.
Ini adalah cabang raksasa asimtotik (AGB) yang dianalogikan dengan cabang raksasa merah tetapi lebih bercahaya, dengan cangkang pembakaran hidrogen yang menyumbang sebagian besar energi.
Stars only remain on the AGB for around a million years, becoming increasingly unstable until they exhaust their fuel, go through a planetary nebula phase, and then become a carbon–oxygen white dwarf., § 7.1–7.4.
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.
Main-sequence stars with masses above about 12 M☉ are already very luminous and they move horizontally across the HR diagram when they leave the main sequence, briefly becoming blue giants before they expand further into blue supergiants.
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, dalam waktu sebentar dengan cepat menjadi raksasa biru sebelum mereka berkembang lebih lanjut ke super raksasa biru.
At this stage they have comparable luminosities to bright AGB stars although they have much higher masses, but will further increase in luminosity as they burn heavier elements and eventually become a supernova.
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.
Stars in the 8~12 M☉ range have somewhat intermediate properties and have been called super-AGB stars.
Bintang dalam rentang massa 8-12 M☉ memiliki sifat agak menengah dan disebut bintang super-AGB.
They largely follow the tracks of lighter stars through RGB, HB, and AGB phases, but are massive enough to initiate core carbon burning and even some neon burning.
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.
They form oxygen–magnesium–neon cores, which may collapse in an electron-capture supernova, or they may leave behind an oxygen–neon white dwarf.
Mereka membentuk inti oksigen-magnesium-neon, yang mungkin runtuh dalam supernova penangkap elektron, atau mereka mungkin meninggalkan katai putih neon-oksigen.
Type O giants may be more than a hundred thousand times as luminous as the sun, brighter than many supergiants.
Bintang raksasa tipe O mungkin seratus ribu kali lebih bercahaya dari matahari, lebih terang dari kebanyakan super raksasa.
The most massive stars develop giant or supergiant spectral features while still burning hydrogen in their cores, due to mixing of heavy elements to the surface and high luminosity which produces a powerful stellar wind and causes the star's atmosphere to expand.
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.
A star whose initial mass is less than approximately 0.25 M☉ will not become a giant star at all.
Sebuah bintang yang massa awalnya kurang dari sekitar 0,25 M☉ tidak akan bisa menjadi bintang raksasa sama sekali.
For most of their lifetimes, such stars have their interior thoroughly mixed by convection and so they can continue fusing hydrogen for a time in excess of 1012 years, much longer than the current age of the Universe.
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.
Eventually they do develop a radiative core, subsequently exhausting hydrogen in the core and burning hydrogen in a shell surrounding the core.
Akhirnya mereka mengembangkan inti radiasi, yang kemudian menghabiskan hidrogen di inti dan membakar hidrogen di cangkang yang mengelilingi inti.
There are a wide range of giant-class stars and several subdivisions are commonly used to identify smaller groups of stars.
Ada berbagai macam bintang kelas raksasa dari beberapa subkelas yang biasanya digunakan untuk mengidentifikasi kelompok bintang yang lebih kecil.
Subgiants are an entirely separate spectroscopic luminosity class (IV) from giants, but share many features with them.
Subraksasa adalah kelas luminositas spektroskopi yang sepenuhnya terpisah (IV) dari raksasa, tetapi memiliki banyak kesamaan.
Although some subgiants are simply over-luminous main-sequence stars due to chemical variation or age, others are a distinct evolutionary track towards true giants.
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.
Well known stars which are classified as bright giants include: Canopus Albireo Theta Scorpii Beta Draconis Alpha Herculis Gamma Canis Majoris Within any giant luminosity class, the cooler stars of spectral class K, M, S, and C, (and sometimes some G-type stars) are called red giants.
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.
Red giants include stars in a number of distinct evolutionary phases of their lives: a main red-giant branch (RGB); a red horizontal branch or red clump; the asymptotic giant branch (AGB), although AGB stars are often large enough and luminous enough to get classified as supergiants; and sometimes other large cool stars such as immediate post-AGB stars.
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.
The RGB stars are by far the most common type of giant star due to their moderate mass, relatively long stable lives, and luminosity.
Bintang RGB sejauh ini merupakan jenis bintang raksasa yang paling umum karena massanya yang stabil, umur stabil yang relatif lama, dan luminositas.
They are far less numerous than red giants, partly because they only form from stars with somewhat higher masses, and partly because they spend less time in that phase of their lives.
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
However, they include a number of important classes of variable stars.
Namun, mereka masuk dalam sejumlah kelas penting dari bintang variabel.
High-luminosity yellow stars are generally unstable, leading to the instability strip on the HR diagram where the majority of stars are pulsating variables.
Bintang kuning bercahaya tinggi biasanya tidak stabil, yang mengarah ke strip ketidakstabilan pada diagram HR di mana sebagian besar bintang merupakan variabel yang berdenyut.
The instability strip reaches from the main sequence up to hypergiant luminosities, but at the luminosities of giants there are several classes of pulsating variable stars: RR Lyrae variables, pulsating horizontal-branch class A (sometimes F) stars with periods less than a day and amplitudes of a magnitude of less; W Virginis variables, more-luminous pulsating variables also known as type II Cepheids, with periods of 10–20 days;
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.
Yellow giants may be moderate-mass stars evolving for the first time towards the red-giant branch, or they may be more evolved stars on the horizontal branch.
Raksasa kuning mungkin merupakan bintang bermassa sedang yang berevolusi untuk pertama kalinya menuju cabang raksasa merah, atau mungkin bintang yang berevolusi di cabang horizontal.
Horizontal-branch stars, with more heavy elements and lower mass, are more unstable.
Bintang cabang horizontal, memiliki elemen lebih berat dan massa yang lebih rendah, serta lebih tidak stabil.
Examples: Sigma Octantis (σ Octantis), an F-type giant and a Delta Scuti variable; Capella Aa (α Aurigae Aa), a G-type giant.
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.
The hottest giants, of spectral classes O, B, and sometimes early A, are called blue giants.
Raksasa terpanas, dari kelas spektrum O, B, dan terkadang paling awal A, disebut raksasa biru.
The blue giants are a very heterogeneous grouping, ranging from high-mass, high-luminosity stars just leaving the main sequence to low-mass, horizontal-branch stars.
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.
Higher-mass stars leave the main sequence to become blue giants, then bright blue giants, and then blue supergiants, before expanding into red supergiants, although at the very highest masses the giant stage is so brief and narrow that it can hardly be distinguished from a blue supergiant.
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.
Lower-mass, core-helium-burning stars evolve from red giants along the horizontal branch and then back again to the asymptotic giant branch, and depending on mass and metallicity they can become blue giants.
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.