Super raksasa biru

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 biru (Inggris: Blue Supergiant) atau Maharaksasa biru adalah bintang super raksasa (kelas I) dari tipe spektrum O atau B. Mereka sangat panas dan cerah, dengan suhu permukaan antara 20.000 - 50.000 derajat Kelvin. Sebagai perbandingan, Matahari kita hanya 6.000 Kelvin.

Bintang Super raksasa biru memiliki massa yang sangat tinggi, kadang-kadang dengan puluhan kali massa Matahari. Mereka terbentuk di daerah pembentuk bintang terbesar dan paling aktif di mana sejumlah besar massa dapat bersatu membentuk bintang terbesar: gugusan bintang, lengan galaksi spiral dan galaksi tak beraturan.

Super raksasa biru dapat berubah menjadi super raksasa merah atau sebaliknya. Ketika bintang lebih kecil dan lebih kompak, luminositasnya terkandung di atas permukaan yang lebih kecil sehingga suhunya lebih panas; ini adalah fase super raksasa biru. Bintang-bintang ini kemudian dapat mengembang hingga ukuran yang jauh lebih besar, menyebarkan luminositasnya di area yang jauh lebih besar. Kemudian mereka menjadi bintang super raksasa merah dan muncul warna merah yang lebih dingin. Para astronom berpikir super raksasa dapat berfluktuasi bolak-balik antara super raksasa merah dan biru, menghembuskan lapisan luar material dengan setiap kontraksi.

Contoh yang paling terkenal adalah Rigel, bintang paling terang di rasi bintang Orion. Ini memiliki massa sekitar 70 kali dari Matahari dan memberikan lebih banyak cahaya dari 60.000 matahari ditambahkan bersama-sama. Terlepas dari kelangkaannya dan umur pendek mereka, bintang-bintang super raksasa biru sangat terwakili di antara bintang-bintang yang sangat terwakili di antara bintang-bintang yang terlihat dengan mata telanjang; kecerahan bawaan mereka mengalahkan kelangkaan mereka.

Super raksasa biru mewakili fase pembakaran yang lebih lambat dalam kematian bintang masif. Karena reaksi nuklir inti menjadi sedikit lebih lambat, bintang itu berkontraksi dan karena energi yang sangat mirip datang dari area yang jauh lebih kecil (fotosfer) maka permukaan bintang menjadi jauh lebih panas.

Pembentukan

Super raksasa biru terlahir besar-besaran. Sebagian besar memiliki setidaknya sepuluh kali massa Matahari dan banyak bahkan raksasa lebih besar. Yang paling masif dapat menghasilkan 100 Matahari (atau lebih).

Bintang yang masif membutuhkan banyak bahan bakar agar tetap cerah. Untuk semua bintang, bahan bakar nuklir utama adalah hidrogen. Ketika mereka kehabisan hidrogen, mereka mulai menggunakan helium di inti mereka, yang menyebabkan bintang terbakar lebih panas dan lebih terang. Panas dan tekanan yang dihasilkan dalam inti menyebabkan bintang membengkak. Pada titik itu, bintang itu mendekati akhir hidupnya (pada rentang waktu alam semesta) mengalami peristiwa supernova.

Pandangan astrofisika

Itu adalah ringkasan eksekutif dari super raksasa biru Menggali sedikit lebih dalam ke dalam ilmu benda-benda tersebut mengungkapkan lebih banyak detail. Untuk memahaminya, penting untuk mengetahui fisika bagaimana bintang bekerja. Itu ilmu yang disebut astrofisika. Ini mengungkapkan bintang bahwa sebagian besar hidup mereka dalam periode yang didefinisikan sebagai "berada di deret utama". Dalam fase ini l, bintang mengubah hidrogen menjadi helium di inti mereka melalui proses fusi nuklir yang dikenal sebagai rantai proton-proton. Bintang bermassa tinggi juga dapat menggunakan siklus karbon-nitrogen-oksigen (CNO) untuk membantu mendorong reaksi.

Namun begitu bahan bakar hidrogen hilang, inti bintang akan cepat runtuh dan memanas. Hal ini menyebabkan lapisan luar bintang mengembang ke luar karena peningkatan panas yang dihasilkan dalam inti. Untuk bintang bermassa rendah dan, langkah itu menyebabkan mereka berevolusi menjadi raksasa merah, sedangkan bintang bermassa tinggi menjadi super raksasa merah.

Rasi bintang Orion memegang bintang super raksasa merah Betelgeuse (bintang merah di bagian kiri atas rasi bintang. itu akan meledak sebagai supernova - titik akhir dari bintang masif.

Pada bintang bermassa tinggi, inti mulai menyatukan helium menjadi karbon dan oksigen dengan kecepatan tinggi. Permukaan bintang berwarna merah, yang menurut Hukum Wien, adalah akibat langsung dari suhu permukaan yang rendah. Sementara inti bintang sangat panas, energi menyebar melalui interior bintang serta luar permukaannya yang sangat besar. Akibatnya, suhu permukaan rata-rata hanya 3.500 - 4.500 K.

Saat bintang memadukan unsur yang lebih berat dan lebih berat di intinya, laju fusi dapat sangat bervariasi. Pada titik ini, bintang dapat berkontraksi dengan sendirinya selama periode fusi lambat, dan kemudian menjadi super raksasa biru. Tidak jarang bintang-bintang seperti itu berosilasi antara tahap super raksasa merah dan biru akhirnya menjadi supernova.

Peristiwa supernova tipe II dapat terjadi selama fase evolusi super raksasa merah, tetapi, itu juga dapat terjadi ketika sebuah bintang berevolusi menjadi super raksasa biru. Sebagai contoh, supernova 1987a di Awan Magellan Besar adalah kematian sebuah super raksasa biru.

Properti

Sementara super raksasa merah adalah bintang terbesar, masing-masing dengan radius antara 200 dan 800 kali jari-jari Matahari kita, super raksasa biru jelas lebih kecil. Sebagian besar kurang dari 25 jari-jari matahari. Namun, mereka telah ditemukan, dalam beberapa kasus, menjadi yang paling masif di alam semesta. (Perlu diketahui bahwa menjadi besar tidak selalu sama dengan menjadi besar. Beberapa objek paling masif di alam semesta - lubang hitam - sangat, sangat kecil). Super raksasa biru juga memiliki angin bintang yang sangat cepat dan tipis yang berhembus ke ruang.

Kematian

Seperti yang telah disebutkan di atas, super raksasa akan mati pada akhirnya sebagai supernova, karena mereka dapat membentuk keadaan eksotis materi seperti plasma quark-gluon yang diciptakan oleh proton dan neutron yang terurai. Ketika mereka melakukannya, tahap akhir dari evolusi mereka dapat menjadi bintang neutron (pulsar) atau lubang hitam. Ledakan Supernova juga akan meninggalkan awan gas dan debu yang indah, yang disebut sisa-sisa supernova. Yang paling terkenal adalah Nebula Kepiting, tempat suatu bintang meledak ribuan tahun yang lalu. Itu menjadi terlihat di Bumi pada tahun 1054 dan masih bisa dilihat hari ini melalui teleskop. Meskipun bintang nenek moyang kepiting mungkin bukan super raksasa biru, itu menggambarkan nasib menunggu bintang-bintang seperti ketika msreka mendekati akhir hidup mereka.

Nebula Kepiting citra Teleskop Hubble.