www.wikidata.id-id.nina.az

Hiper raksasa Artikel ini tidak memiliki referensi atau sumber tepercaya sehingga isinya tidak bisa dipastikan Tolong ba

Hiper raksasa

Hiper Raksasa (kelas luminositas 0 atau Ia+) adalah jenis bintang yang sangat langka yang memiliki luminositas, massa, ukuran yang sangat tinggi dan sangat besar serta massa hilang yang sangat besar karena angin bintang. Istilah Hiper raksasa didefinisikan sebagai bintang dengan kelas luminositas 0 (nol) dalam sistem MKK. Namun, ini jarang terlihat dalam literatur atau dalam klasifikasi spektrum yang diterbitkan, kecuali untuk kelompok tertentu yang terdefinisi dengan baik seperti Hiper raksasa kuning, RSG (red supergiants/super raksasa merah), atau super raksasa biru B (e) dengan spektrum emisi. Lebih umumnya, hyper raksasa diklasifikasikan sebagai tipe Ia-0 atau Ia+, tetapi super raksasa merah jarang diberikan dalam klasifikasi spektrum ini. Para astronom tertarik pada bintang-bintang ini karena mereka berhubungan dengan pemahaman evolusi bintang, terutama dengan pembentukan bintang, stabilitas, dan perkiraan kematiannya sebagai supernova.

Perbandingan Bintang Pistol, Rho Cassiopeiae, Betelgeuse dan VY Canis Majoris dalam garis besar Tara Surya. Garis biru setengah pada gambar merupakan orbit neptunus.

Asal dan definisi Sunting

Pada tahun 1956, astronom Feast dan Thackeray menggunakan istilah super-raksasa (kemudian diubah menjadi hiper raksasa) untuk bintang dengan magnitudo absolut lebih terang dari MV= −7 (MBol akan lebih besar untuk bintang yang sangat dingin dan sangat panas, misalnya di setidaknya −9,7 untuk hiper raksasa B0). Pada tahun 1971, Keenan menyarankan bahwa istilah tersebut hanya akan digunakan untuk raksasa yang menunjukkan setidaknya satu komponen emisi luas di Hα, yang menunjukkan atmosfer bintang yang diperpanjang atau laju kehilangan massa yang relatif besar. Kriteria Keenan adalah yang paling umum digunakan oleh para ilmuwan saat ini.

Untuk bisa diklasifikasikan sebagai hiper raksasa, sebuah bintang harus sangat bercahaya dan memiliki tanda spektrum yang menunjukkan ketidakstabilan atmosfer dan kehilangan massa yang tinggi. Oleh karena itu, mungkin saja bintang super raksasa non-hiper raksasa memiliki luminositas yang sama atau lebih tinggi sebagai hiper raksasa dari kelas spektrum yang sama. Hiper raksasa diharapkan memiliki karakteristik garis spektrum yang melebar dan bergeser merah, menghasilkan bentuk spektrum khas contohnya P Cygni. Penggunaan garis emisi hidrogen tidak membantu untuk menentukan hiper raksasa paling indah, dan ini sebagian besar diklasifikasikan berdasarkan luminositas karena kehilangan massa hampir tidak dapat dihindari untuk kelas tersebut.

Pembentukan Sunting

Bintang dengan massa awal di atas sekitar 25 M☉ dengan cepat berevolusi dari deret utama dan jumlah luminositasnya meningkat menjadi super raksasa biru. Mereka mulai mendingin dan membesar pada luminositas yang kira-kira konstan untuk menjadi super raksasa merah, kemudian berkontraksi dan suhunya meningkat saat lapisan luar membesar. Mereka mungkin "bergerak" ke belakang dan ke depan melakukan satu atau lebih "putaran biru", masih pada luminositas yang cukup stabil, sampai mereka meledak sebagai supernova atau benar-benar hancur lapisan luarnya dan berubah menjadi bintang Wolf-Rayet. Bintang dengan massa awal di atas sekitar 40 M☉ terlalu terang untuk mengembangkan atmosfer luas yang stabil sehingga tidak pernah cukup dingin untuk menjadi super raksasa merah. Bintang paling masif, terutama bintang yang berputar cepat dengan konveksi dan pencampuran yang ditingkatkan, dapat melewati langkah-langkah ini dan dengan cepat langsung ke tahap Bintang Wolf - Rayet.

Ini berarti bahwa bintang-bintang di bagian paling atas dari diagram Hertzsprung–Russel ditempatkan di hiper raksasa dan mungkin baru berevolusi dari deret utama dan masih bermassa tinggi, atau lebih banyak lagi bintang super raksasa pasca-merah yang kehilangan sebagian besar massa pada awalnya. dan benda-benda ini tidak dapat dibedakan hanya berdasarkan luminositas dan suhunya. Bintang bermassa tinggi dengan proporsi sisa hidrogen yang jauh lebih stabil, sedangkan bintang yang lebih tua dengan massa yang lebih rendah dan proporsi yang lebih tinggi memiliki atmosfer yang kurang stabil karena peningkatan tekanan radiasi dan penurunan tarikan gravitasi. Ini batas untuk bintang hiper raksasa atau batas Eddington dan bintang ini kehilangan massa dengan sangat cepat.

Hiper raksasa kuning pada umumnya adalah bintang super raksasa yang telah kehilangan sebagian besar atmosfer dan hidrogennya. Beberapa raksasa kuning bermassa tinggi yang lebih stabil dengan luminositas yang kira-kira sama yang diketahui dan berevolusi menuju fase super raksasa merah, tetapi ini jarang terjadi karena ini diharapkan menjadi transisi yang cepat. Karena hiper raksasa kuning adalah bintang super raksasa pasca-merah yang hanya memiliki luminositas 500.000–750.000 L☉, tetapi hiper raksasa biru bisa jauh bercahaya, terkadang beberapa juta L☉.

Hampir semua hiper raksasa menunjukkan variasi luminositas dari waktu ke waktu karena ketidakstabilan di dalam interiornya, tetapi ini kecil kecuali untuk dua wilayah ketidakstabilan berbeda di mana variabel biru bercahaya (VBR) dan hiper raksasa kuning ditemukan. Karena massanya yang tinggi, umur Bintang hiper raksasa sangat pendek dalam skala waktu astronomi: hanya beberapa juta tahun dibandingkan dengan sekitar 10 miliar tahun untuk bintang seperti Matahari. Bintang hyper raksasa terbentuk di area terbesar dan terpadat dari formasi bintang dan karena umurnya yang pendek, hanya sejumlah kecil yang diketahui meskipun memiliki luminositas ekstrim yang memungkinkan mereka untuk diidentifikasi bahkan di galaksi tetangga. Waktu yang dihabiskan dalam beberapa fase seperti VBR bisa sesingkat beberapa ribu tahun.

Hiper raksasa terkenal Sunting

Bintang Hiper raksasa sulit dipelajari karena kelangkaannya. Banyak hiper raksasa memiliki spektrum yang sangat bervariasi, tetapi mereka mulai dikelompokkan ke dalam kelas spektral yang lebih luas.

Variabel Biru Bercahaya Sunting

contoh Bintang Variabel biru bercahaya adalah AG Carinae.

Beberapa variabel biru bercahaya diklasifikasikan sebagai hiper raksasa, setidaknya selama sebagian dari siklus variasinya:

  • Eta Carinae, terletak di dalam Nebula Carina ( NGC 3372 ) di konstelasi selatan Carina. Eta Carinae sangat masif, mungkin memiliki massa 120 hingga 150 kali massa Matahari, dan luminositas empat hingga lima juta kali lebih terang. Mungkin jenis objek yang berbeda dari VBR, atau Bintang yang terlalu ekstrim untuk type VBR.
  • P Cygni, terletak di konstelasi utara Cygnus. Prototipe untuk karakteristik umum garis spektrum LBV.
  • S Doradus, terletak di Awan Magellan Besar, di konstelasi selatan Dorado. prototipe Variabel, VBR atau Variabel biru bercahaya kadang-kadang masih disebut sebagai variabel S Doradus.
  • Bintang Pistol (V4627 Sgr), terletak di dekat pusat Bima Sakti, di konstelasi Sagitarius . Bintang Pistol mungkin 150 kali lebih masif dari Matahari, dan sekitar 1,7 juta kali lebih bercahaya. Dianggap sebagai kandidat VBR, tetapi variabilitas belum dikonfirmasi.
  • V4029 Sagittarii
  • V905 Scorpii
  • HD 6884, (R40 di Awan Magellan Kecil)
  • HD 269700, (R116 di Awan Magellan Besar)
  • LBR 1806-20 terletak di dalam gugus 1806-20 di sisi lain Bima Sakti.

Hiper Raksasa Biru Sunting

terlihat sebuah Bintang besar berserta cakramnya perbandingan dengan tata surya.

Biasanya kelas B, terkadang paling lambat O atau awal A:

  • AS 314
  • BP Crucis (Wray 977 atau GX 301-2), sistem Bintang biner pendampinya sebuah Bintang neutron.
  • Cygnus OB2-12
  • HD 32034 (R62 di Awan Magellan Besar)
  • HD 37974 (R126 di Awan Magellan Besar)
  • HD 80077, kandidat VBR `
  • HD 268835 (R66 di Awan Magellan Besar)
  • HD 269781 (dalam Awan Magellan Besar)
  • HD 269661 (R111 di Awan Magellan Besar)
  • HD 269604 (dalam Awan Magellan Besar)
  • HDE 269128 (R81 di Awan Magellan Besar), kandidat VBR, melampaui sistem biner.
  • HT Sagittae
  • V430 Scuti
  • V452 Scuti, kandidat VBR
  • V1429 Aquilae (MWC 314), kandidat VBR dengan pendamping super raksasa.
  • V1768 Cygni
  • V2140 Cygni
  • V4030 Sagittarii
  • Zeta Scorpii

Di Wilayah Pusat Galaksi Bima Sakti:

  • Bintang 13, tipe O, kandidat VBR
  • Bintang 18 , tipe O, kandidat VBR

Di Westerlund 1 :

  • W5 (kemungkinan Wolf–Rayet)
  • W7
  • W13
  • W33
  • W42a

Hiper Raksasa Kuning Sunting

HR 5171 merupakan salah satu contoh dari hiper raksasa kuning.

Hiper raksasa kuning dengan spektrum A-K yang paling lambat:

Di Westerlund 1:

  • W4
  • W8a
  • W12a
  • W16a
  • W32
  • W265

Di Galaksi Triangulum :

  • LGGS J013250.70 + 304510.6

Di galaksi Sextans :

Ditambah setidaknya dua hiper raksasa yang mungkin terletak di di Kluster Scutum, Super raksasa merah yang baru ditemukan: F15 dan mungkin F13 di RSGC1 dan bintang 49 di RSGC2.

Hiper Raksasa Merah Sunting

Perbandingan Ukuran VY Canis Majoris dengan Matahari, salah satu bintang terbesar yang diketahui.

Hiper Raksasa Merah masuk dalam kelas Spektrum tipe M, bintang terbesar yang diketahui, contoh:

Contoh Sunting

Lihat pula Sunting

wikipedia, wiki, buku, buku, perpustakaan, artikel, baca, unduh, gratis, unduh gratis, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, gambar, musik, lagu, film, buku, permainan, permainan.
Tanggal penerbitan:
Artikel ini tidak memiliki referensi atau sumber tepercaya sehingga isinya tidak bisa dipastikan Tolong bantu perbaiki artikel ini dengan menambahkan referensi yang layak Tulisan tanpa sumber dapat dipertanyakan dan dihapus sewaktu waktu Cari sumber Hiper raksasa berita surat kabar buku cendekiawan JSTORDiagram Hertzsprung Russell Tipe Spektrum Katai cokelat Katai putih Katai merah Subkatai Deret utama katai Subraksasa Bintang raksasa Raksasa terang Super raksasa Hiper raksasa Magnitudoabsolut MV Hiper Raksasa kelas luminositas 0 atau Ia adalah jenis bintang yang sangat langka yang memiliki luminositas massa ukuran yang sangat tinggi dan sangat besar serta massa hilang yang sangat besar karena angin bintang Istilah Hiper raksasa didefinisikan sebagai bintang dengan kelas luminositas 0 nol dalam sistem MKK Namun ini jarang terlihat dalam literatur atau dalam klasifikasi spektrum yang diterbitkan kecuali untuk kelompok tertentu yang terdefinisi dengan baik seperti Hiper raksasa kuning RSG red supergiants super raksasa merah atau super raksasa biru B e dengan spektrum emisi Lebih umumnya hyper raksasa diklasifikasikan sebagai tipe Ia 0 atau Ia tetapi super raksasa merah jarang diberikan dalam klasifikasi spektrum ini Para astronom tertarik pada bintang bintang ini karena mereka berhubungan dengan pemahaman evolusi bintang terutama dengan pembentukan bintang stabilitas dan perkiraan kematiannya sebagai supernova Perbandingan Bintang Pistol Rho Cassiopeiae Betelgeuse dan VY Canis Majoris dalam garis besar Tara Surya Garis biru setengah pada gambar merupakan orbit neptunus Daftar isi 1 Asal dan definisi 2 Pembentukan 3 Hiper raksasa terkenal 3 1 Variabel Biru Bercahaya 3 2 Hiper Raksasa Biru 3 3 Hiper Raksasa Kuning 3 4 Hiper Raksasa Merah 4 Contoh 5 Lihat pulaAsal dan definisi SuntingPada tahun 1956 astronom Feast dan Thackeray menggunakan istilah super raksasa kemudian diubah menjadi hiper raksasa untuk bintang dengan magnitudo absolut lebih terang dari MV 7 MBol akan lebih besar untuk bintang yang sangat dingin dan sangat panas misalnya di setidaknya 9 7 untuk hiper raksasa B0 Pada tahun 1971 Keenan menyarankan bahwa istilah tersebut hanya akan digunakan untuk raksasa yang menunjukkan setidaknya satu komponen emisi luas di Ha yang menunjukkan atmosfer bintang yang diperpanjang atau laju kehilangan massa yang relatif besar Kriteria Keenan adalah yang paling umum digunakan oleh para ilmuwan saat ini Untuk bisa diklasifikasikan sebagai hiper raksasa sebuah bintang harus sangat bercahaya dan memiliki tanda spektrum yang menunjukkan ketidakstabilan atmosfer dan kehilangan massa yang tinggi Oleh karena itu mungkin saja bintang super raksasa non hiper raksasa memiliki luminositas yang sama atau lebih tinggi sebagai hiper raksasa dari kelas spektrum yang sama Hiper raksasa diharapkan memiliki karakteristik garis spektrum yang melebar dan bergeser merah menghasilkan bentuk spektrum khas contohnya P Cygni Penggunaan garis emisi hidrogen tidak membantu untuk menentukan hiper raksasa paling indah dan ini sebagian besar diklasifikasikan berdasarkan luminositas karena kehilangan massa hampir tidak dapat dihindari untuk kelas tersebut Pembentukan SuntingBintang dengan massa awal di atas sekitar 25 M dengan cepat berevolusi dari deret utama dan jumlah luminositasnya meningkat menjadi super raksasa biru Mereka mulai mendingin dan membesar pada luminositas yang kira kira konstan untuk menjadi super raksasa merah kemudian berkontraksi dan suhunya meningkat saat lapisan luar membesar Mereka mungkin bergerak ke belakang dan ke depan melakukan satu atau lebih putaran biru masih pada luminositas yang cukup stabil sampai mereka meledak sebagai supernova atau benar benar hancur lapisan luarnya dan berubah menjadi bintang Wolf Rayet Bintang dengan massa awal di atas sekitar 40 M terlalu terang untuk mengembangkan atmosfer luas yang stabil sehingga tidak pernah cukup dingin untuk menjadi super raksasa merah Bintang paling masif terutama bintang yang berputar cepat dengan konveksi dan pencampuran yang ditingkatkan dapat melewati langkah langkah ini dan dengan cepat langsung ke tahap Bintang Wolf Rayet Ini berarti bahwa bintang bintang di bagian paling atas dari diagram Hertzsprung Russel ditempatkan di hiper raksasa dan mungkin baru berevolusi dari deret utama dan masih bermassa tinggi atau lebih banyak lagi bintang super raksasa pasca merah yang kehilangan sebagian besar massa pada awalnya dan benda benda ini tidak dapat dibedakan hanya berdasarkan luminositas dan suhunya Bintang bermassa tinggi dengan proporsi sisa hidrogen yang jauh lebih stabil sedangkan bintang yang lebih tua dengan massa yang lebih rendah dan proporsi yang lebih tinggi memiliki atmosfer yang kurang stabil karena peningkatan tekanan radiasi dan penurunan tarikan gravitasi Ini batas untuk bintang hiper raksasa atau batas Eddington dan bintang ini kehilangan massa dengan sangat cepat Hiper raksasa kuning pada umumnya adalah bintang super raksasa yang telah kehilangan sebagian besar atmosfer dan hidrogennya Beberapa raksasa kuning bermassa tinggi yang lebih stabil dengan luminositas yang kira kira sama yang diketahui dan berevolusi menuju fase super raksasa merah tetapi ini jarang terjadi karena ini diharapkan menjadi transisi yang cepat Karena hiper raksasa kuning adalah bintang super raksasa pasca merah yang hanya memiliki luminositas 500 000 750 000 L tetapi hiper raksasa biru bisa jauh bercahaya terkadang beberapa juta L Hampir semua hiper raksasa menunjukkan variasi luminositas dari waktu ke waktu karena ketidakstabilan di dalam interiornya tetapi ini kecil kecuali untuk dua wilayah ketidakstabilan berbeda di mana variabel biru bercahaya VBR dan hiper raksasa kuning ditemukan Karena massanya yang tinggi umur Bintang hiper raksasa sangat pendek dalam skala waktu astronomi hanya beberapa juta tahun dibandingkan dengan sekitar 10 miliar tahun untuk bintang seperti Matahari Bintang hyper raksasa terbentuk di area terbesar dan terpadat dari formasi bintang dan karena umurnya yang pendek hanya sejumlah kecil yang diketahui meskipun memiliki luminositas ekstrim yang memungkinkan mereka untuk diidentifikasi bahkan di galaksi tetangga Waktu yang dihabiskan dalam beberapa fase seperti VBR bisa sesingkat beberapa ribu tahun Hiper raksasa terkenal SuntingBintang Hiper raksasa sulit dipelajari karena kelangkaannya Banyak hiper raksasa memiliki spektrum yang sangat bervariasi tetapi mereka mulai dikelompokkan ke dalam kelas spektral yang lebih luas Variabel Biru Bercahaya Sunting nbsp contoh Bintang Variabel biru bercahaya adalah AG Carinae Beberapa variabel biru bercahaya diklasifikasikan sebagai hiper raksasa setidaknya selama sebagian dari siklus variasinya Eta Carinae terletak di dalam Nebula Carina NGC 3372 di konstelasi selatan Carina Eta Carinae sangat masif mungkin memiliki massa 120 hingga 150 kali massa Matahari dan luminositas empat hingga lima juta kali lebih terang Mungkin jenis objek yang berbeda dari VBR atau Bintang yang terlalu ekstrim untuk type VBR P Cygni terletak di konstelasi utara Cygnus Prototipe untuk karakteristik umum garis spektrum LBV S Doradus terletak di Awan Magellan Besar di konstelasi selatan Dorado prototipe Variabel VBR atau Variabel biru bercahaya kadang kadang masih disebut sebagai variabel S Doradus Bintang Pistol V4627 Sgr terletak di dekat pusat Bima Sakti di konstelasi Sagitarius Bintang Pistol mungkin 150 kali lebih masif dari Matahari dan sekitar 1 7 juta kali lebih bercahaya Dianggap sebagai kandidat VBR tetapi variabilitas belum dikonfirmasi V4029 Sagittarii V905 Scorpii HD 6884 R40 di Awan Magellan Kecil HD 269700 R116 di Awan Magellan Besar LBR 1806 20 terletak di dalam gugus 1806 20 di sisi lain Bima Sakti Hiper Raksasa Biru Sunting nbsp terlihat sebuah Bintang besar berserta cakramnya perbandingan dengan tata surya Biasanya kelas B terkadang paling lambat O atau awal A AS 314 BP Crucis Wray 977 atau GX 301 2 sistem Bintang biner pendampinya sebuah Bintang neutron Cygnus OB2 12 HD 32034 R62 di Awan Magellan Besar HD 37974 R126 di Awan Magellan Besar HD 80077 kandidat VBR HD 268835 R66 di Awan Magellan Besar HD 269781 dalam Awan Magellan Besar HD 269661 R111 di Awan Magellan Besar HD 269604 dalam Awan Magellan Besar HDE 269128 R81 di Awan Magellan Besar kandidat VBR melampaui sistem biner HT Sagittae V430 Scuti V452 Scuti kandidat VBR V1429 Aquilae MWC 314 kandidat VBR dengan pendamping super raksasa V1768 Cygni V2140 Cygni V4030 Sagittarii Zeta ScorpiiDi Wilayah Pusat Galaksi Bima Sakti Bintang 13 tipe O kandidat VBR Bintang 18 tipe O kandidat VBRDi Westerlund 1 W5 kemungkinan Wolf Rayet W7 W13 W33 W42aHiper Raksasa Kuning Sunting nbsp HR 5171 merupakan salah satu contoh dari hiper raksasa kuning Hiper raksasa kuning dengan spektrum A K yang paling lambat HD 7583 R45 di Awan Magellan Kecil HD 33579 dalam Awan Magellan Besar HD 268757 R59 di Awan Magellan Besar IRAS 17163 3907 IRAS 18357 0604 IRC 10420 V1302 Aql Rho Cassiopeiae V382 Carinae V509 Cassiopeiae V766 Centauri HR 5171A V1427 Aquilae V915 Scorpii Variabel A dalam M33 Di Westerlund 1 W4 W8a W12a W16a W32 W265Di Galaksi Triangulum LGGS J013250 70 304510 6Di galaksi Sextans Sextans A7Ditambah setidaknya dua hiper raksasa yang mungkin terletak di di Kluster Scutum Super raksasa merah yang baru ditemukan F15 dan mungkin F13 di RSGC1 dan bintang 49 di RSGC2 Hiper Raksasa Merah Sunting nbsp Perbandingan Ukuran VY Canis Majoris dengan Matahari salah satu bintang terbesar yang diketahui Hiper Raksasa Merah masuk dalam kelas Spektrum tipe M bintang terbesar yang diketahui contoh NML Cygni WOH G64 Westerlund 1 26 VY Canis Majoris S Persei VX Sagittarii 2MASS J01332404 3025345 BContoh SuntingQuasi star VY Canis Majoris UY Scuti NML CygniLihat pula SuntingHipernova Daftar bintang paling masif Hiper raksasa kuning Hiper raksasa merah Hiper raksasa biru Variabel biru bercahaya Diagram HR Diperoleh dari https id wikipedia org w index php title Hiper raksasa amp oldid 23667061