Pergi ke kandungan

Bintang gergasi

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.

Bintang gergasi (Jawi: ‏بينتڠ ݢرݢاسي‎‎) ialah bintang dengan jejari dan kilauan yang jauh lebih besar daripada bintang jujukan utama (atau kerdil) dengan suhu permukaan yang sama.[1] Mereka terletak di atas jujukan utama (kelas kecerahan V dalam klasifikasi spektrum Yerkes) pada rajah Hertzsprung–Russell dan sepadan dengan kelas kecerahan II dan III.[2] Istilah gergasi dan kerdil dicipta untuk bintang yang mempunyai kekilauan yang agak berbeza walaupun pada suhu atau jenis spektrum yang sama oleh Ejnar Hertzsprung kira-kira 1905.[3]

Bintang gergasi mempunyai jejari sehingga beberapa ratus kali ganda Matahari dan kilauan antara 10 dan beberapa ribu kali ganda daripada Matahari. Bintang yang lebih berkilau daripada gergasi dirujuk sebagai supergergasi dan hipergergasi.

Bintang jujukan utama yang panas dan berkilau juga boleh dirujuk sebagai gergasi, tetapi mana-mana bintang jujukan utama dengan sebenarnya dipanggil kerdil, tidak kira betapa besar dan bercahayanya.

Pembentukan

[sunting | sunting sumber]
Struktur dalaman bintang seperti Matahari dan gergasi merah. Imej ESO.

Bintang menjadi gergasi selepas semua hidrogen yang tersedia untuk pelakuran pada terasnya telah habis dan, akibatnya, meninggalkan jujukan utama.[2] Tingkah laku bintang pasca jujukan utama bergantung pada jisimnya.

Bintang jisim pertengahan

[sunting | sunting sumber]

Untuk bintang dengan jisim melebihi 0.25 jisim suria (M☉), apabila teras kehabisan hidrogen, ia akan mengecut dan menjadi panas supaya hidrogen mula melakur dalam cangkang di sekeliling luar teras. Bahagian bintang di luar cangkerang kemudiannya akan mengembang dan menyejuk, tetapi hanya dengan peningkatan kecil dalam kecerahan, dan bintang itu menjadi subgergasi. Teras helium lengai terus berkembang dan meningkat suhunya kerana ia menokok helium daripada cangkerang, tetapi dalam bintang sehingga kira-kira 10-12 M☉ ia tidak menjadi cukup panas untuk memulakan pembakaran helium (bintang berjisim lebih tinggi adalah supergergasi dan berevolusi secara berbeza). Sebaliknya, selepas beberapa juta tahun sahaja teras itu mencapai had Schönberg–Chandrasekhar, ia merruntuh dengan cepat dan mungkin terdegenerat. Ini menyebabkan lapisan luar mengembang lebih jauh dan menghasilkan zon perolakan yang kuat yang membawa unsur berat ke permukaan dalam proses yang dipanggil pengorekan pertama. Perolakan kuat ini juga meningkatkan pengangkutan tenaga ke permukaan, kilauan meningkat secara mendadak, dan bintang bergerak ke cabang gergasi merah di mana ia akan membakar hidrogen secara stabil dalam cangkerang untuk sebahagian besar daripada keseluruhan baki hayatnya (kira-kira 10% untuk bintang seperti Matahari). Teras terus mendapat jisim, mengecut, dan meningkat suhu, manakala terdapat beberapa kehilangan jisim di lapisan luar.[4], § 5.9.

Jika jisim bintang, apabila pada jujukan utama, adalah di bawah lebih kurang 0.4 M☉, ia tidak akan mencapai suhu pusat yang diperlukan untuk melakurkan helium.[5], hlm. 169. Oleh itu, ia akan kekal sebagai gergasi merah yang melakur hidrogen sehingga ia kehabisan hidrogen, di mana ia akan menjadi kerdil putih helium.[4], § 4.1, 6.1. Menurut teori evolusi bintang, tiada bintang berjisim rendah seperti itu boleh berkembang ke peringkat sedemikian dalam zaman Alam Semesta.

Dalam bintang di atas kira-kira 0.4 M☉, suhu teras akhirnya mencapai 108 K dan helium akan mula bercantum kepada karbon dan oksigen dalam teras melalui proses alfa ganda tiga.[4],§ 5.9, bab 6. Apabila teras terdegenerat, pelakuran helium bermula dengan letusan, tetapi kebanyakan tenaga masuk ke dalam mengangkat degenerasi dan teras menjadi perolakan. Tenaga yang dijana oleh pelakuran helium mengurangkan tekanan dalam cangkerang pembakaran hidrogen di sekeliling, yang mengurangkan kadar penjanaan tenaganya. Kilauan keseluruhan bintang akan berkurangan, sampul luarnya mengecut semula, dan bintang bergerak dari cabang gergasi merah ke cabang mengufuk.[4][6], bab 6.

Apabila helium teras habis, bintang dengan sehingga kira-kira 8 M☉ mempunyai teras karbon–oksigen yang terdegenerat dan memulakan pembakaran helium dalam cangkerang. Seperti dengan keruntuhan teras helium yang lebih awal, ini memulakan perolakan di lapisan luar, mencetuskan pengorekan kedua, dan menyebabkan peningkatan mendadak saiz dan kecerahannya. Ini ialah cabang gergasi terasimptot (AGB) yang serupa dengan cabang gergasi merah tetapi lebih bercahaya, dengan cangkerang pembakaran hidrogen menyumbang sebahagian besar tenaga. Bintang hanya kekal di AGB selama kira-kira sejuta tahun, menjadi semakin tidak stabil sehingga mereka kehabisan bahan api, melalui fasa nebula planet, dan kemudian menjadi kerdil putih karbon-oksigen.[4],§ 7.1–7.4.

Bintang berjisim tinggi

[sunting | sunting sumber]

Bintang jujukan utama dengan jisim melebihi 12 M☉ sudah sangat berkilau dan mereka bergerak secara mendatar merentasi rajah HR apabila mereka meninggalkan jujukan utama, sebentar menjadi gergasi biru sebelum berkembang lebih jauh menjadi supergergasi biru. Mereka memulakan pembakaran teras helium sebelum teras menjadi terdegenerat dan berevolusi dengan lancar menjadi supergergasi merah tanpa peningkatan kilauan yang kuat. Pada peringkat ini ia mempunyai kecerahan yang setanding dengan bintang AGB yang terang walaupun ia mempunyai jisim yang jauh lebih tinggi, tetapi akan meningkatkan lagi kecerahan apabila ia membakar unsur yang lebih berat dan akhirnya menjadi supernova.

Bintang dalam julat 8~12 M☉ mempunyai sifat yang agak pertengahan dan telah dipanggil bintang super-AGB.[7] Mereka sebahagian besarnya mengikuti jejak bintang yang lebih ringan melalui fasa RGB, HB dan AGB, tetapi cukup besar untuk memulakan pembakaran karbon teras dan juga beberapa pembakaran neon. Ia membentuk teras oksigen–magnesium–neon, yang mungkin runtuh dalam supernova penangkapan elektron, atau ia mungkin meninggalkan kerdil putih oksigen–neon.

Bintang jujukan utama kelas O sudah sangat berkilau. Fasa gergasi untuk bintang tersebut ialah fasa ringkas dengan saiz dan kecerahan yang meningkat sedikit sebelum membangunkan kelas kekilauan spektrum supergergasi. Gergasi Jenis O mungkin lebih daripada seratus ribu kali lebih berkilau seperti matahari, lebih terang daripada banyak supergergasi. Pengelasan adalah kompleks dan sukar dengan perbezaan kecil antara kelas kekilauan dan julat bentuk pertengahan yang berterusan. Bintang yang paling besar menghasilkan ciri spektrum gergasi atau supergergasi sambil masih membakar hidrogen dalam terasnya, disebabkan oleh percampuran unsur berat ke permukaan dan kecerahan tinggi yang menghasilkan angin bintang yang kuat dan menyebabkan atmosfera bintang mengembang.

Bintang berjisim rendah

[sunting | sunting sumber]

Bintang yang jisim awalnya kurang daripada lebih kurang 0.25 M☉ tidak akan menjadi bintang gergasi sama sekali. Untuk sebahagian besar hayatnya, bintang-bintang tersebut mempunyai bahagian dalamannya bercampur secara menyeluruh melalui perolakan dan supaya mereka boleh terus melakurkan hidrogen untuk masa yang melebihi 1012 tahun, jauh lebih lama daripada usia semasa Alam Semesta. Mereka terus menjadi lebih panas dan lebih berkilau sepanjang masa ini. Akhirnya mereka membina teras sinaran, seterusnya menghabiskan hidrogen dalam teras dan membakar hidrogen dalam cangkerang yang mengelilingi teras. (Bintang dengan jisim melebihi 0.16 M☉ mungkin mengembang pada ketika ini, tetapi tidak akan menjadi sangat besar.) Tidak lama selepas itu, bekalan hidrogen bintang itu akan habis sepenuhnya dan ia dijangka menjadi kerdil putih helium,[8] walaupun alam semesta terlalu muda untuk mana-mana bintang sedemikian wujud lagi, jadi tiada bintang dengan sejarah itu pernah diperhatikan.

Subkelas

[sunting | sunting sumber]

Terdapat pelbagai jenis bintang kelas gergasi dan beberapa subbahagian biasanya digunakan untuk mengenal pasti kumpulan bintang yang lebih kecil.

Subgergasi

[sunting | sunting sumber]

Subgergasi ialah kelas kilauan spektroskopi (IV) yang berasingan sepenuhnya daripada gergasi, tetapi berkongsi banyak ciri dengan mereka. Walaupun sesetengah subgergasi hanyalah bintang jujukan utama yang terlalu terang disebabkan oleh variasi kimia atau umur, subgergasi yang lain adalah jejak evolusi yang berbeza ke arah gergasi sebenar.

Contoh:

Gergasi terang

[sunting | sunting sumber]

Gergasi terang ialah bintang kelas kecerahan II dalam klasifikasi spektrum Yerkes. Ini adalah bintang yang melintasi sempadan antara gergasi biasa dan supergergasi, berdasarkan rupa spektrumnya.[9] Kelas kilauan gergasi terang pertama kali ditakrifkan pada tahun 1943.[10]

Bintang terkenal yang diklasifikasikan sebagai gergasi terang termasuk:

Gergasi merah

[sunting | sunting sumber]

Dalam mana-mana kelas kilauan gergasi, bintang sejuk kelas spektrum K, M, S, dan C, (dan kadangkala beberapa bintang jenis G[11]) dipanggil gergasi merah. Gergasi merah termasuk bintang dalam beberapa fasa evolusi yang berbeza dalam kehidupan mereka: cabang gergasi merah utama (RGB); cabang mengufuk merah atau rumpun merah; cabang gergasi terasimptot (AGB), walaupun bintang AGB selalunya cukup besar dan cukup berkilau untuk diklasifikasikan sebagai supergergasi; dan kadang kala bintang hebat besar lain seperti bintang pasca AGB serta- merta. Bintang RGB setakat ini adalah jenis bintang gergasi yang paling biasa kerana jisimnya yang sederhana, hayat stabil yang agak lama, dan kilauan. Mereka adalah kumpulan bintang yang paling jelas selepas jujukan utama pada kebanyakan gambar rajah HR, walaupun kerdil putih lebih banyak tetapi jauh kurang bercahaya.

Contoh:

Gergasi kuning

[sunting | sunting sumber]

Bintang gergasi dengan suhu pertengahan (kelas spektrum G, F, dan sekurang-kurangnya beberapa A) dipanggil gergasi kuning. Jumlahnya jauh lebih sedikit daripada gergasi merah, sebahagiannya kerana mereka hanya terbentuk daripada bintang dengan jisim yang agak lebih tinggi, dan sebahagiannya kerana mereka menghabiskan lebih sedikit masa dalam fasa kehidupan mereka. Walau bagaimanapun, ia termasuk beberapa kelas penting bintang berubah-ubah. Bintang kuning bercahaya tinggi secara amnya tidak stabil, membawa kepada jalur ketidakstabilan pada rajah HR kerana majoriti bintang adalah pembolehubah berdenyut. Jalur ketidakstabilan mencapai dari jujukan utama hingga ke kilauan hipergergasi, tetapi pada kecerahan gergasi terdapat beberapa kelas bintang berubah-ubah berdenyut:

Gergasi kuning mungkin bintang berjisim sederhana yang berkembang buat kali pertama ke arah dahan gergasi merah, atau mereka mungkin bintang yang lebih berkembang pada cabang mengufuk. Evolusi ke arah cabang gergasi merah buat kali pertama adalah sangat pesat, manakala bintang boleh menghabiskan lebih lama di cabang mengufuk. Bintang di cabang mengufuk, dengan unsur yang lebih berat dan jisim yang lebih rendah, adalah lebih tidak stabil.

Contoh:

  • Sigma Octantis (σ Octantis), gergasi jenis F dan pembolehubah Delta Scuti;
  • Capella Aa (α Aurigae Aa), gergasi jenis G.

Gergasi biru (dan kadang-kadang putih)

[sunting | sunting sumber]

Gergasi terhangat, daripada kelas spektrum O, B, dan kadangkala awal A, dipanggil gergasi biru. Kadangkala bintang jenis A dan lewat B boleh dirujuk sebagai gergasi putih.

Gergasi biru adalah kumpulan yang sangat heterogen, terdiri daripada bintang berjisim tinggi, bercahaya tinggi hanya meninggalkan jujukan utama kepada bintang berjisim rendah pada cabang mengufuk. Bintang berjisim lebih tinggi meninggalkan jujukan utama untuk menjadi gergasi biru, kemudian gergasi biru terang, dan kemudian supergergasi biru, sebelum berkembang menjadi supergergasi merah, walaupun pada jisim yang paling tinggi peringkat gergasi adalah sangat singkat dan sempit sehingga ia sukar dibezakan daripada supergergasi biru.

Bintang berjisim rendah, teras-helium-pembakaran berevolusi daripada gergasi merah di sepanjang dahan mendatar dan kemudian kembali semula ke cabang gergasi terasimptot, dan bergantung kepada jisim dan kelogaman mereka boleh menjadi gergasi biru. Adalah dipercayai bahawa sesetengah bintang pasca-AGB yang mengalami denyutan haba lewat boleh menjadi gergasi biru ganjil.

Contoh:

  • Alcyone (η Tauri), gergasi jenis B, bintang paling terang di Pleiades;
  • Thuban (α Draconis), gergasi jenis A.

Rujukan

[sunting | sunting sumber]
  1. ^ Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. ^ a b giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
  3. ^ Russell, Henry Norris (1914). "Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars". Popular Astronomy. 22: 275–294. Bibcode:1914PA.....22..275R.
  4. ^ a b c d e Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  5. ^ Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  6. ^ Giants and Post-Giants Diarkibkan 2011-07-20 di Wayback Machine, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  7. ^ 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. Bibcode:2004MmSAI..75..694E.
  8. ^ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (10 June 1997). "The end of the main sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  9. ^ Abt, Helmut A. (1957). "Line Broadening in High-Luminosity Stars. I. Bright Giants". Astrophysical Journal. 126: 503. Bibcode:1957ApJ...126..503A. doi:10.1086/146423.
  10. ^ Steven J. Dick (2019). Classifying the Cosmos: How We Can Make Sense of the Celestial Landscape. Springer. m/s. 176. ISBN 9783030103804.
  11. ^ a b Mazumdar, A.; dll. (August 2009), "Asteroseismology and interferometry of the red giant star ɛ Ophiuchi", Astronomy and Astrophysics, 503 (2): 521–531, arXiv:0906.3386, Bibcode:2009A&A...503..521M, doi:10.1051/0004-6361/200912351

Pautan luar

[sunting | sunting sumber]
Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Bintang_gergasi&oldid=5918084"