Low-Mass Stars: Red Giants and White Dwarfs

Lintang Massa Cilik: Raksasa Abang lan Kerdil Putih

Jalur evolusi lintang kaya Srengenge sawisé depletion hidrogen inti, rampung dadi kurdha putih sing padhet

Nalika lintang kaya Srengenge utawa lintang massa cilik liyane (kira-kira ≤8 M⊙) rampung urip ing urutan utama, lintang kasebut ora njeblug dadi supernova. Nanging, lintang kasebut ngetutake dalan sing luwih alus nanging isih dramatis: ngembang dadi raksasa abang, nyala helium ing intine, lan pungkasane mbuwang lapisan njaba kanggo ninggalake kurdha putih sing padhet. Proses iki nguwasani nasib mayoritas lintang ing jagad raya, kalebu Srengenge kita. Ing ngisor iki, kita bakal njelajah saben langkah evolusi lintang massa cilik sawise urutan utama, nerangake carane owah-owahan iki mbentuk maneh struktur internal lintang, luminositas, lan kondisi pungkasan sing ditempuh.

1. Ringkesan Evolusi Lintang Massa Cilik

1.1 Kisaran Massa lan Umur

Lintang sing dianggep "massa cilik" biasane ngliwati kisaran watara 0,5 nganti 8 massa srengenge, sanajan watesan sing tepat gumantung marang rincian penyalaan helium lan massa inti pungkasan. Ing kisaran massa iki:

  • Supernova kolaps inti ora kamungkinan; lintang iki ora cukup gedhe kanggo mbentuk inti wesi sing kolaps.
  • Sisa katai putih minangka asil pungkasan.
  • Urip Rangkaian Utama sing dawa: Lintang massa cilik nikmati puluhan milyar taun ing rangkaian utama yen cedhak 0.5 M⊙, utawa kira-kira 10 milyar taun kanggo lintang 1 M⊙ kaya Srengenge [1].

1.2 Evolusi Sawise Rangkaian Utama kanthi Cepet

Sawise depletion hidrogen inti, lintang ngalami sawetara fase kunci:

  1. Pembakaran Cangkang Hidrogen: Inti helium kontraksi nalika cangkang pembakaran hidrogen ngembangake amplop dadi raksasa abang.
  2. Ignisi Helium: Sawise suhu inti cukup dhuwur (~108 K), fusi helium diwiwiti, kadhangkala kanthi ledakan ing "kilatan helium."
  3. Cabang Raksasa Asimtotik (AGB): Fase pembakaran pungkasan kalebu pembakaran cangkang helium lan hidrogen ing ndhuwur inti karbon-oksigen.
  4. Pengeluaran Nebula Planet: Lapisan njaba lintang dikuwatirake kanthi alus, mbentuk nebula sing ayu, ninggalake inti minangka katai putih [2].

2. Fase Raksasa Abang

2.1 Meninggalkan Rangkaian Utama

Nalika lintang kaya Srengenge entek hidrogen inti, fusi pindhah menyang cangkang sing ngubengi. Tanpa fusi ing inti helium sing ora aktif, inti kontraksi amarga gravitasi, dadi panas. Samentara kuwi, amplop njaba lintang ngembang kanthi signifikan, nggawe lintang dadi:

  • Luwih gedhe lan luwih padhang: Radius bisa tuwuh nganti puluhan nganti atusan kaping.
  • Permukaan luwih adhem: Ekspansi nyuda suhu permukaan, menehi lintang warna abang.

Mula, lintang dadi Raksasa Abang ing cabang raksasa abang (RGB) saka diagram H–R [3].

2.2 Pembakaran Cangkang Hidrogen

Ing fase iki:

  1. Kontraksi Inti He: Inti saka abu helium nyusut, nambah suhu nganti ~108 K.
  2. Pembakaran Cangkang: Hidrogen ing cangkang tipis ing njaba inti nyawiji kanthi kuat, asring ngasilake luminositas gedhe.
  3. Ekspansi Amplop: Energi ekstra saka pembakaran cangkang ngembangake amplop. Lintang munggah ing RGB.

Lintang bisa ngentekake atusan yuta taun ing red giant branch, alon-alon mbangun inti helium degenerasi.

2.3 Kilatan Helium (kanggo ~2 M⊙ utawa Kurang)

Ing lintang kanthi massa ≤2 M⊙, inti helium dadi electron degenerate, tegese tekanan kuantum saka elektron nolak kompresi luwih lanjut. Sawise suhu ngliwati ambang (~108 K), fusi helium nyala kanthi ledakan ing inti—helium flash—ngluncurake semburan energi. Kilatan ngangkat degenerasi, ngatur ulang struktur lintang tanpa ejeksi amplop sing katastrofik. Lintang sing luwih gedhe nyala helium kanthi luwih alus, tanpa kilatan [4].

3. Horizontal Branch lan Pembakaran Helium

3.1 Fusi Inti Helium

Sawise kilatan helium utawa nyala alus, inti pembakaran helium stabil dibentuk, nggabungake 4He → 12C, 16O utamane liwat proses triple-alpha. Lintang nyetel maneh menyang konfigurasi stabil ing horizontal branch (ing diagram HR klaster) utawa red clump kanggo massa sing rada luwih cilik [5].

3.2 Skala Wektu Pembakaran Helium

Inti helium luwih cilik lan suhu luwih dhuwur tinimbang jaman pembakaran hidrogen, nanging fusi helium kurang efisien. Akibate, fase iki biasane suwene ~10–15% saka umur utama lintang. Suwene wektu, inti karbon-oksigen (C–O) inert berkembang, pungkasane mandheg sadurunge fusi unsur luwih abot ing lintang massa cilik.

3.3 Awal Pembakaran Cangkang Helium

Sawise helium tengah entek, pembakaran cangkang helium nyala ing njaba inti karbon-oksigen saiki, nyurung lintang menyang asymptotic giant branch (AGB), sing dikenal kanthi permukaan padhang lan adhem, pulsasi kuat, lan kehilangan massa.

4. Asymptotic Giant Branch lan Ejeksi Amplop

4.1 Evolusi AGB

Sajrone tahap AGB, struktur lintang nduweni ciri-ciri:

  • Inti C–O: Inti inert lan degenerasi.
  • Cangkang Pembakaran He lan H: Cangkang fusi sing ngasilake prilaku kaya pulsa.
  • Amplop Gedhe: Lapisan njaba lintang ngembang nganti radius gedhe, kanthi gravitasi permukaan sing relatif rendah.

Pulsasi termal ing cangkang helium bisa nyebabake ekspansi dinamis, nyebabake kehilangan massa sing signifikan liwat stellar winds. Aliran metu iki asring ngreksa ISM kanthi karbon, nitrogen, lan unsur s-proses sing dibentuk ing kilatan cangkang [6].

4.2 Formasi Planetary Nebula

Pungkasané, lintang ora bisa njaga lapisan njaba. Superwind pungkasan utawa ejeksi massa sing dipicu pulsa mbukak inti panas. Amplop sing dibuwang sumunar ing sangisoring radiasi UV saka inti lintang panas, nggawe planetary nebula—cangkang gas ionisasi sing asring rumit. Lintang tengahé sacara efektif minangka proto–white dwarf, sumunar kanthi kuat ing UV nganti puluhan ewu taun nalika nebula ngembang adoh.

5. Sisa White Dwarf

5.1 Komposisi lan Struktur

Nalika amplop sing dibuwang nyebar, inti degenerasi sing isih ana metu dadi white dwarf (WD). Biasane:

  • Carbon-Oxygen White Dwarf: Massa inti pungkasan lintang ≤1.1 M⊙.
  • Helium White Dwarf: Yen lintang ilang amplopé luwih awal utawa ana ing interaksi biner.
  • Oxygen-Neon White Dwarf: Ing lintang sing rada abot cedhak wates massa ndhuwur kanggo pembentukan WD.

Tekanan degenerasi elektron ndhukung WD supaya ora ambruk, nyetel radius khas sakitar bumi, kanthi kerapatan 106–109 g cm−3.

5.2 Adhem lan Umur WD

White dwarf ngeculake energi termal sisa sajrone milyaran taun, alon-alon adhem lan surut:

  • Padhang awal cukup, sumunar utamane ing optik utawa UV.
  • Sajrone puluhan milyar taun, dadi peteng dadi “black dwarf” (hipotetik, amarga jagad raya durung cukup tuwa kanggo WD adhem sakabehe).

Tanpa fusi nuklir, luminositas WD mudhun nalika ngeculake panas sing disimpen. Ndelok urutan WD ing gugus lintang mbantu ngukur umur gugus, amarga gugus sing luwih tuwa ngemot WD sing luwih adhem [7,8].

5.3 Interaksi Biner lan Nova / Type Ia Supernova

Ing biner sing cedhak, white dwarf bisa accrete materi saka lintang kancané. Iki bisa ngasilake:

  • Classical Nova: Lari termonuklir ing permukaan WD.
  • Type Ia Supernova: Yen massa WD nyedhaki wates Chandrasekhar (~1.4 M⊙), detonasi karbon bisa ngrusak WD sakabehe, mbentuk unsur luwih abot lan ngeculake energi gedhe.

Mula, fase WD bisa nduwèni asil dramatis luwih lanjut ing sistem lintang ganda, nanging ing kahanan piyambakan, mung adhem tanpa wates.

6. Bukti Observasi

6.1 Diagram Warna–Magnitudo Klaster

Data klaster mbukak lan globular nuduhake “Red Giant Branch,” “Horizontal Branch,” lan “White Dwarf Cooling Sequences” sing beda, nggambarake trek evolusi lintang massa rendah. Kanthi ngukur umur puteran metu urutan utama lan distribusi luminositas WD, astronom ngonfirmasi umur teoretis fase kasebut.

6.2 Survei Nebula Planèt

Survei citra (contone, nganggo Hubble utawa teleskop darat) nuduhake ewu nebula planèt, saben nduweni lintang tengah panas sing cepet dadi white dwarf. Variasi morfologis saka bentuk cincin nganti bipolar nuduhake carane asimetri angin, rotasi, utawa medan magnet bisa mbentuk gas sing dilepas [9].

6.3 Distribusi Massa White Dwarf

Survei spektroskopik gedhe nemokake mayoritas WD nglumpuk ing sekitar 0.6 M⊙, cocog karo prakiraan teoretis kanggo lintang massa sedang. Kasil langka WD cedhak wates Chandrasekhar uga cocog karo rentang massa lintang sing mbentuk. Garis spektral WD rinci (contone, saka jinis DA utawa DB) menehi komposisi inti lan umur adhem.

7. Kesimpulan lan Riset Mangsa Ngarep

Low-mass stars kaya Srengenge ngetutake dalan sing wis dingerteni sawise hidrogen entek:

  1. Red Giant Branch: Inti nyusut, amplop ngembang, lintang dadi abang lan padhang.
  2. Helium Burning (Horizontal Branch/Red Clump): Inti nyala helium, lintang entuk keseimbangan anyar.
  3. Asymptotic Giant Branch: Pembakaran cangkang kaping pindho ing sekitar inti C–O degenerasi, pungkasané nyebabake kehilangan massa sing kuat lan pelepasan nebula planèt.
  4. White Dwarf: Inti degenerasi tetep minangka sisa lintang sing padhet, adhem sajrone ewonan taun.

Karya sing terus dilakoni ngasah model kehilangan massa ing AGB, kilatan helium ing lintang bermetal rendah, lan struktur rumit nebula planèt. Observasi saka survei multi-panjang gelombang, asteroseismologi, lan data paralaks sing luwih apik (contone, saka Gaia) mbantu ngonfirmasi umur lan interior teoretis. Saliyane, studi biner cedhak nuduhake nova lan pemicu supernova Tipe Ia, negesake manawa ora kabeh WD adhem kanthi tenang—sawetara ngalami pungkasan sing eksplosif.

Sakabehe, raksasa abang lan kerdil putih ngemot bab pungkasan saka umume lintang, nuduhake manawa kekurangan hidrogen ora ateges pati lintang nanging luwih minangka owah-owahan dramatis menyang pembakaran helium lan, pungkasane, pudar alus saka inti lintang sing degenerasi. Nalika Srengenge kita nyedhaki dalan iki ing sawetara milyar taun, iki ngelingake kita manawa proses iki mbentuk ora mung lintang siji, nanging uga sistem planèt lan evolusi kimia galaksi sing luwih amba.

Referensi lan Wacan Luwih Jauh

  1. Eddington, A. S. (1926). The Internal Constitution of the Stars. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). “Evolusi lintang ing sajroning lan metu saka urutan utama.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “Amplop circumstellar lan kehilangan massa lintang raksasa abang.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “Kilatan Helium ing Lintang Raksasa Abang.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “Campuran Helium ing evolusi raksasa abang.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “Evolusi Lintang Asimtotik Raksasa Cabang.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “Kerdil putih: Nglakoni panaliten ing milenium anyar.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “Ndeleng Ing Njero Lintang: Astrofisika Kerdil Putih.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “Wujud lan Bentuk Nebula Planet.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.

 

← Artikel sadurunge                    Artikel sabanjure →

 

 

Bali menyang ndhuwur

Bali menyang Blog