Super raksasa merah

Diagram Hertzsprung–Russell

Tipe Spektrum

Katai cokelat

Katai putih

Katai merah

Subkatai

Deret utama
("katai")

Subraksasa

Bintang raksasa

Raksasa terang

Super raksasa

Hiper raksasa

Magnitudo
absolut
(M_V)

Super raksasa merah (Inggris: Red Supergiant; RSG) atau Maharaksasa merah adalah bintang super raksasa dari tipe spektrum K-M dan kelas luminositas I. Super raksasa merah mirip dengan raksasa merah. Mereka adalah bintang terbesar di alam semesta dalam hal ukuran fisik, meskipun mereka bukan yang paling masif. Bintang-bintang ini memiliki suhu permukaan yang sangat dingin (3.500 - 4.500 K), dan jari-jari yang sangat besar.^[1][2] Super raksasa merah sering kali sangat tidak stabil, berdenyut dan memiliki angin bintang yang kuat yang menghancurkan.^[3]

Lima raksasa terbesar yang diketahui di galaksi adalah super raksasa merah: VY Canis Majoris, Mu Cephei, KW Sagittarii, V354 Cephei, dan KY Cygni. Masing-masing bintang ini memiliki radius lebih dari 1500 kali Matahari. Sebagai perbandingan, raksasa merah biasa hanya berukuran 200 hingga 800 kali Matahari.^[4]

Super raksasa merah adalah bintang populasi I yang sangat masif, berevolusi, terbakar, dan ekstrem dengan kisaran massa antara 10 dan 30 massa matahari. Super raksasa merah terlihat merah karena suhu permukaannya yang rendah. Mereka berkisar dari 3.500 - 4.500 Kelvin (tipe akhir spektrum K hingga M), radius sangat besar hingga 1.500 jari-jari matahari, dan luminositas sekitar 2.000 - 30.000 L.^[5][6][7][8] Menurut hukum Wien, warna di mana sebuah bintang terpancar paling kuat berkaitan langsung dengan suhu permukaannya. Jadi, sementara inti mereka sangat panas, energi menyebar ke bagian dalam dan permukaan bintang dan semakin luas permukaan, semakin cepat ia dapat mendingin. Contoh bagus dari super raksasa merah adalah Betelgeuse, di rasi bintang Orion.^[9]

Sebagian besar bintang jenis ini adalah antara 200 dan 800 kali jari-jari Matahari kita. Bintang-bintang terbesar di galaksi kita, semuanya super raksasa merah, berukuran sekitar 1.500 kali ukuran bintang rumah kita. Jari-jari yang sangat besar menjadikannya salah satu kelas bintang terbesar di alam semesta dalam hal ukuran fisik, meskipun bukan bintang yang paling bercahaya atau paling masif. Karena ukuran dan massa yang sangat besar, gravitasinya tidak cukup kuat untuk menahan materi di lapisan luar, yang menimbulkan laju kehilangan massa (MLR) yang besar dalam urutan besarnya sekitar 10-6 hingga 10-4 massa matahari tahun -1. Angin kencang ini menciptakan lapisan tebal berdebu yang membuatnya sangat sulit untuk menentukan parameter fisiknya.^{[6][10][11][12][13]} Akibatnya, mereka membakar bahan bakar nuklir dengan sangat cepat dan sebagian besar hanya hidup beberapa puluh juta tahun (usia mereka tergantung massa aktual mereka).^[9]

Selain itu, RSG telah lama dikenal karena variasi cahaya semi-reguler yang tidak teratur pada skala waktu minggu, bulan, tahun, ini bahkan dapat diamati dengan mata telanjang,^[14] sebagai kelas SRc dalam Katalog Umum Bintang Variabel,^[15][16] yang kemudian disebabkan oleh radial. Denyut dalam model nada dasar, pertama, atau bahkan mungkin nada tambahan kedua.^{[17][18][19][20][21][22][23][24]} Selain itu, mereka juga menunjukkan variasi jangka panjang yang tidak bisa dijelaskan dengan durasi 4000 hari atau lebih yang dikenal sebagai fenomena periode panjang kedua (LSP).^{[25][26][27][28]} Hingga saat ini, mekanisme LSP masih belum jelas. Biner berdenyut, konveksi sel, dan model titik panas permukaan telah dipelajari tetapi tidak satupun dari mereka yang sepenuhnya sesuai dengan semua pengamatan dan ekspetasi teoretis.^{[11][27][29][30][31][32][33][34][35]} Selain variasi semi-reguler jangka pendek dan LSP, RSG menyajikan variasi fotometri yang tidak teratur yang merupakan fitur kelas Lc. Hal ini dapat dijelaskan oleh konvektif sel besar di permukaan bintang yang telah terbukti ada dengan beberapa simulasi baru-baru ini.^{[36][37][38][39][40]}

Hubungan periode-luminositas (P-L) ditemukan dalam variasi cahaya RSG, yang penting untuk potensi penggunaannya sebagai lilin yang sangat bercahaya. Hubungan variabel P-L pertama kali ditemukan oleh Leavitt (1908) untuk variabel Cepheid dan kemudian diterapkan oleh Hubble (1925, 1926) untuk menunjukkan dengan jelas bahwa NGC 6822 dan M33 adalah sistem ekstragalaksi. Sejak itu, Cepheid telah menjadi alat utama untuk menentukan jarak ekstragalaksi. Super raksasa merah, sebagai salah satu bintang paling bercahaya, dapat memperpanjang skala jarak lebih jauh dari Cepheid.

Bintang melewati langkah-langkah spesifik sepanjang hidup mereka. Perubahan yang mereka alami disebut "evolusi bintang". Dimulai dengan pembentukan bintang dan kerudung bintang muda. Setelah mereka dilahirkan dalam awan gas dan debu, dan kemudian menyalakan fusi hidrogen di inti mereka, bintang-bintang biasanya hidup pada sesuatu yang para astronom disebut "deret utama". Selama periode ini, mereka berada dalam keseimbangan hidrostatik. Itu berarti fusi dalam inti mereka (di mana mereka menggabungkan hidrogen untuk membuat helium) memberikan energi dan tekanan yang cukup untuk menjaga berat lapisan luarnya agar tidak runtuh ke dalam.^[9]

Setelah raksasa merah yang membakar helium kehabisaan bahan bakar helium di intinya, inti bintang mulai runtuh dan memanas. Ini menyebabkan lapisan terluar bintang mengembang dan mendingin, mirip dengan proses yang terjadi setelah bintang kehabisan bahan bakar hidrogen dan meninggalkan deret utama. Saat bintang membengkak lebih besar dan lebih besar, akhirnya menjadi super raksasa merah. Sementara raksasa merah mungkin terbentuk ketika bintang dengan massa Matahari kehabisan bahan bakar, super raksasa merah terjadi ketika ketika sebuah bintang dengan lebih dari 10 massa matahari memulai fase ini.^[1][2][41]

Bintang bermassa tinggi (berkali-kali lebih masif dari Matahari) mengalami proses yang serupa, tetapi sedikit berbeda. Berubah lebih drastis dari saudara seperti Matahari dan menjadi super raksasa merah. Karena massanya yang lebih tinggi, ketika inti runtuh selama fase pembakaran hidrogen, suhu yang meningkat dengan cepat menyebabkan peleburan helium dengan sangat cepat. Tingkat fusi helium masuk ke overdrive, dan itu mengacaukan bintang.

Sejumlah energi mendorong lapisan luar bintang ke luar dan berubah menjadi super raksasa merah. Pada tahap ini, gravitasi bintang sekali lagi diimbangi oleh tekanan radiasi luar yang sangat besar yang disebabkan oleh fusi helium intens yang terjadi di inti.

Bintang dengan super raksasa merah melakukannya dengan biaya. Itu kehilangan sebagian besar massa ke ruang. Akibatnya, sementara super raksasa merah dihitung sebagai bintang terbesar di alam semesta, mereka bukan yang paling masif karena mereka massa seiring bertambahnya usia, bahkan ketika mereka berkembang ke luar.

Super raksasa yang sangat masif dapat menghasilkan tekanan dan suhu yang cukup tinggi untuk meleburkan unsur-unsur yang bahkan lebih berat daripada karbon dan oksigen. Super raksasa merah tidak bertahan lama; biasanya hanya beberapa ratus ribu tahun, mungkin hingga satu juta tahun. Menjelang akhir fase super raksasa merah, bintang super raksasa tinggi akan mengembangkan beberapa "lapisan bawang" elemen yang lebih berat dan lebih berat. Proses ini berhenti ketika besi menumpuk di inti bintang. Besi setara dengan abu dalam hal fusi nuklir. Proses peleburan besi sebenarnya membutuhkan lebih banyak energi daripada yang dikeluarkannya.^[1][2][41] Inti mendingin dan meledak.^[3]

Pada titik ini, banyak super raksasa merah yang akan meledak sebagai Supernova tipe II.^[2] Super raksasa merah merupakan nenek moyang langsung dari supernova runtuh-inti Tipe II-P (SNe).^[42]

Bintang bermassa sangat tinggi akan terombang-ambing di antara berbagai tahapan super raksasa karena memadukan unsur yang lebih berat dan lebih berat di intinya. Nasib bintang masif dengan massa awal> ${\displaystyle 8M_{\odot }}$ sangat bergantung kepada tingkat kehilangan massa (\odot) di tahap akhir kehidupan mereka. Akibatnya, itu akan menghabiskan seluruh bahan bakar nuklirnya yang menjalankan bintang. Ketika itu terjadi, gravitasi menang. Pada titik ini, intinya adalah terutama besi (yang membutuhkan lebih banyak energi untuk melebur daripada yang dimiliki bintang) dan intinya tidak dapat lagi mempertahankan tekanan radiasi luar, dan mulai runtuh.^[9][43]

Rangkaian peristiwa selanjutnya, akhirnya menjadi peristiwa supernova tipe II, tetaoi ada ketidakpastian mengenai skala dan dampak kehilangan massa selama fase ini. Tertinggal akan menjadi inti bintang, yang telah dikompres karena tekanan gravitasi yang sangat besar menjadi bintang neutron; atau dalam kasus bintang yang paling masif, lubang hitam tercipta.^[9]

Orang selalu ingin tahu apakah Matahari akan menjadi super raksasa merah. Untuk bintang seukuran Matahari (atau lebih kecil), jawabannya adalah tidak. Mereka memang melalui fase raksasa merah, dan terlihat cukup akrab. Ketika mereka mulai kehabisan bahan bakar hidrogen, inti mereka mulai runtuh. Itu meningkatkan suhu inti sedikit, yang berarti ada lebih banyak energi yang dihasilkan untuk keluar dari inti. Proses untuk mendorong bagian dalam bintang ke luar membentuk raksasa merah. Pada titik itu, sebuah bintang dikatakan telah berpindah dari deret utama.^[9]

Bintang bersama dengan inti semakin panas dan semakin panas, dan pada akhirnya, ia mulai menyatukan helium menjadi karbon dan oksigen. Selama ini, bintang kehilangan massa. Itu menghembuskan lapisan atmosfer luarnya menjadi awan yang mengelilingi bintang. Akhirnya, apa yang tersisa dari bintang menyusut menjadi katai putih yang perlahan mendingin. Awan materialnya disebut "nebula planet", dan berangsur-angsur menghilang. Ini adalah "kematian" yang jauh lebih lembut daripada bintang-bintang masif yang dibahas di atas ketika mereka meledak sebagai supernova.^[9]