Jelaskan Evolusi dari Raksasa merah

Raksasa merah yang berevolusi dari deret utama memiliki massa kisaran sekitar 0,3 M☉ menjadi sekitar 8 M☉. 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.

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).

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☉, 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. 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.

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. 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. 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.

Jika bintang memiliki sekitar 0,2 hingga 0,5 M☉, ia cukup masif untuk menjadi raksasa merah tetapi tidak memiliki massa yang cukup untuk memulai fusi helium. 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

Bintang bermassa sangat rendah kelebihan konvektif dan dapat terus meleburkan hidrogen menjadi helium untuk satu triliun 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.

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.