Sun as star

Emanuel Sungging Mumpuni

Matahari & Antariksa LAPAN Bdg

Outline

• Bagian 1: Struktur & Fenomena Matahari• Bagian 2: Reaksi Inti Matahari• Bagian 3: Diagram HR• Bagian 4: Evolusi Matahari

Bagian 1: Struktur & Fenomena Matahari

Bagian 1: Matahari sbg Bintang

• Matahari & Bintang-bintang, kenapa berbeda?• Intensitas spesifik utk ‘resolved object’ vs flux

utk ‘unresolved object’

Bagian 1: Penggelapan Tepi

Penggelapan Tepi: Piringan Matahari didekati dengan pendekatan Benda Hitam

Bagian 1: Radiasi Benda Hitam

Bagian 1: Energi Dari Matahari

• Benda hitam adalah obyek yang menyerap semua radiasi elektromagnetik, dan meng-iradiasi-kan semua radiasi termal berdasar temperaturnya.

• Energi Matahari diturunkan dari hukum Stefan-Boltzmann

• Jika kita tahu radius Matahari 700 ribu km, dengan temperatur 5800 K, dengan radiasi sebagai benda hitam, maka, bisa kita tentukan jumlah energi di iradiasikan per-satuan waktu (Luminositas).

Bagian 1: Atmosfer Matahari• Matahari adalah gas! Tidak punya permukaan, yang ada

hanyalah lapisan-lapisan yang kedap pada panjang gelombang tertentu.

• Fotosfer adalah lapisan kedap optis, yang bisa dipelajari secara visual. Pada fotosfer terdapat bintik matahari.

• Bintik matahari merupakan daerah yang gelap pada lapisan fotosfer, dan lebih dingin (3500 K), dibandingkan fotosfer yang 5800 K. Bagian yang paling gelap disebut sebagai Umbra dan sekitarnya sebagai Penumbra.

• Berapa lama bintik di permukaan? Tergantung ‘aktivitas’ Matahari, bisa harian, bisa bulanan, ini yang menjadi penanda adanya siklus ‘kehidupan’ pada matahari -> daerah aktif.

• Jika diamati semakin detil, terdapat juga ‘pergolakan’ pada lapisan fotosfer sebagai akibat pengangkutan energi dari lapisan paling bawah. Pergolakan ini dikenal sebagai granulasi.

Bagian 1: Diatas fotosfer Matahari• Kromosfer merupakan lapisan atas fotosfer yang

mencapai 2000 km, dan teramati pada panjang gelombang merah.

• Lapisan terluar disebut sebagai Korona, teramati terutama pada saat Gerhana Matahari.

• Korona terbentang jauh di angkasa, dimana partikel-partikel yang terlempar dari situ mencapai orbit Bumi (angin surya).

• Korona memancarkan energi dalam rentang yang luas, dari panjang gelombang radio sampai dengan sinar-X.

• Seringkali terjadi pelepasan energi yang kembali lagi ke bagian bawah Korona,membentuk lengkungan yang dikenal sebagai prominensa.

Bagian 1: Bintik Matahari

Bagian 1: Struktur Atmosfer Matahari

Bagian 1: Apa yang teramati dari Matahari? Rotasi Matahari

Bagian 1: Pengamatan Bintik Matahari

• Ada siklus bintik, selama 11 tahun• Bintik muncul pada lintang tertentu pada

setiap siklus, dan bergerak menuju ekuator per siklus.

Bagian 1: Siklus Bintik Matahari

Bagian 1: Variasi Rerata Lintang Bintik Matahari

• Variasi 11 tahunan, berkait dengan siklus 22 tahun medan magnetik permukaan Matahari

Bagian 1: Medan Magnetik Matahari

Bagian 1: Model Dinamo Magnetik Matahari

• Dipengaruhi konveksi & gerak rotasi diferensial

Bagian 1: Dampak Aktivitas Magnetik Teramati

• Solar Flares: Emisi elektromagnetik singkat dari gas panas terionisasi, biasanya terjadi dari sekitar grup bintik Matahari

• Coronal Mass Ejection: Erupsi yang melibatkan pelepasan material panas dari korona

Bagian 1: Lingkungan Bumi-Matahari: Angin Surya

• Hembusan partikel bermuatan dan medan magnetik yang bergerak keluar dari Matahari

• Bisa berinteraksi dengan medan magnetik Bumi

• Pada lintang tinggi di utara & selatan Bumi teramati sebagai fenomena Aurora

• Interaksi ini dikenal sebagai cuaca antariksa

Bagian 1: Angin Surya & Heliosfer

Bagian 1: Angin-Angin Surya

• Angin cepat dalam arus laju-tinggi:– Laju 400 - 800 km/dt– Kerapatan 3 cm-3

– Flux partikel 2 x 108 cm-2 dt-1

– Helium 3.6 %, stasioner– Sumber coronal holes– Tanda Keberadaan stasioner selama berminggu-minggu

• Laju rendah Sekitar Aktivitas Minimum:– Laju 250 - 400 km/dt– Kerapatan 10 cm-3

– Flux partikel 3.7 x 108 cm-2 dt-1

– Helium <2 %, bervariasi– Sumber sekitar Korona– Tanda Keberadaan rumit

Bagian 1: Angin-Angin Surya

• Laju rendah Sekitar Aktivitas Minimum:– Hampir serupa saat aktivitas minimum, kecuali– Helium 4 %, bervariasi– Sumber daerah aktif– Tanda disertai semburan radio

• Pelontaran massa yang disertai gelombang kejut antar planet– Laju 400 - 2000 km/dt– Helium mencapai 30 %, disertai partikel seperti ion Fe l6+ kadang juga

He+

– Sumber erupsi prominens– Tanda awan magnetik

Bagian 1: Cuaca Antariksa

• Dampak pada teknologi antariksa, gangguan lintasan satelit, kinerja & performa satelit.

• Perubahan cuaca global di Bumi.• Interferensi pada lapisan ionosfer

mempengaruhi sistem komunikasi global.• Dampak pada kehidupan manusia di luar

angkasa.• Gangguan pada daya listrik dan sistem pipa

migas.

Akhir Bagian 1

Bagian 2: Anatomi Matahari

Bagian 2: Reaksi Inti Matahari

• Inti – Tempat terjadinya reaksi fusi untuk pembangkitan energi

Matahari. – T ~ 15 juta derajat K.

• Zona Radiasi – Energi diangkut keluar oleh foton melalui wilayah ini. – T ~ 10 juta derajat K dan menurun ke arah luar.– Tidak ada fusi nuklir.

• Zona Konveksi

– Energi diangkut dengan proses konveksi: gas panas naik, mengiradiasikan energi, dan menjadi gas dingin yang kembali turun.

Bagian 2: Kenapa Reaksi Terjadi di Dalam Inti?

• Temperatur adalah pengukur energi kinetik partikel.• Volume gas pada temperatur yang sangat tinggi

artinya partikel gas bergerak sangat-sangat cepat.• Kecepatan tinggi dapat mengatasi gaya tolak

elektromagnetik antar proton agar dapat saling mendekat satu sama lain.

• Kerapatan tinggi memungkinkan terjadi reaksi fusi sangat besar.

• Saat proton bisa saling berdekatan, gaya nuklir yang kuat dapat mengikatnya, dan menghasilkan elemen baru yang lebih berat.

Bagian 2: Apa Yang Terjadi?

• Proses fusi yang dominan terjadi di dalam Matahari adalah reaksi proton-proton.

• Reaksi proton-proton adalah rangkaian proses reaksi yang mem-fusikan empat proton menjadi satu Helium.

Bagian 2: Reaksi Proton - Proton

• 4 proton -> Helium-4 + 2 neutrinos + gamma radiation

Bagian 2: Bagaimana Mesin Matahari Bekerja

• Hidrogen difusi menjadi Deuterium– 1H + 1H 2H (D) + e+ + neutrino – Dua proton (p+) membentuk Deuterium (massa 2

= 1p+ & 1 n) ditambah positron (e+) dan neutrino (hampir tidak ber-massa/terabaikan).

• Deuterium bereaksi dengan Hidrogen (massa 1) = 3He (massa 3)

• Positron saling meniadakan dengan elektron• e+ + e- 2 sinar gamma

Bagian 2: Bagaimana Mesin Matahari Bekerja

• Sinar gamma tidak serta-merta dapat terpancar keluar, ada kalanya terjadi proses yang menyebabkan gerak zig-zag di dalam bintang, menyebabkan pancaran pada fotosfer teramati pada energi yang lebih rendah (random walk).

• Setiap detik, Matahari mengubah 600 juta ton hidrogen menjadi 596 juta ton helium.

• 4 juta ton yang ‘hilang’ diubah menjadi luminositas melalui hukum kesetaraan energi-massa Einstein (E=mc2)

Bagian 2: Bagaimana Mengamati Inti?

• Model matematika dibangun berdasar pengetahuan dasar pada gravitasi, mekanika, termodinamika, elektromagnetik, fisika nuklir, fisika partikel elementer.

• Disesuaikan dengan besaran-besaran teramati (massa, ukuran, temperatur permukaan, luminositas).

• Random walk mengakibatkan kita tidak mengetahui informasi interior bintang!

• Maka dipergunakan dua metode, yaitu: – Helioseismologi. – Solar Neutrino.

Bagian 2: Helioseismologi

• Helioseismologi mempelajari bahwa permukaan Matahari mengalami pengembangan & pengerutan, yang menggambarkan bagaimana struktur dalam Matahari.

• Studi ini serupa dengan bagaimana kita mempelajari kerak Bumi melalui perambatan gelombang.

• Osilasi permukaan Matahari akibat gelombang akustik dan seismik.

• Perubahan arah ditemukan dari pergeseran Doppler dari cahaya yang teramati pada permukaan Matahari.

Bagian 2: Helioseismologi

• Gelombang seismik berbeda merambat melalui bagian interior yang berbeda, sehingga perilaku gelombang seismik teressbut dapat dipergunakan untuk menggambarkan struktur dalam Matahari.

Bagian 2: Neutrino

• Neutrino adalah jenis partikel elementer yang bermassa sangat rendah dan berinteraksi hanya melalui gaya nuklir lemah.

• Neutrino adalah hasil produksi reaksi proton-proton.

• Tetapi Neutrino sangat sulit dideteksi!• Ada tiga jenis Neutrino (electron, muon, and

tau neutrino), diperlukan detektor yang bisa merekam ketiga jenis tersebut.

Akhir Bagian 2

Bagian 3: Bagaimana Mengenali Bintang?

• Bagaimana membedakan satu bintang dengan bintang yang lain?

• Bagaimana menentukan jarak bintang, besarnya, massanya, umur & evolusinya?

• Informasi yang dimiliki adalah: magnitudo (luminositas), temperatur & spektrum

• Perlu satu sistem yang dapat mengkategorikan berbagai jenis bintang.

Bagian 3: Besaran-Besaran Dasar

• Spectra: informasi yang menggambarkan merah/biru temperatur permukaan (T)

• Kecerlangan/Brightness (B) bergantung luminositas (L) dan jarak (d): B ~ L/d2

• Luminositas (L) bergantung temperatur (T) dan luas (A): L ~ AT4

• Jika kita bisa tentukan luminositas bintang, maka bisa ditentukan jaraknya, dan luasnya.

• Maka disusun hubungan Luminositas/magnitudo mutlak vs Temperatur/Spektra.

• Hubungan ini dikenal sebagai diagram Hertzsprung-Russell/HR.

Bagian 3: Diagram Hertzsprung-Russell

• Jika merah ‘dingin’, sedangkan biru ‘panas’, maka dapat kita susun bintang dari yang panas ke dingin berdasar urutan tertentu.

• Jika kita tahu yang hubungan temperatur dan luminositasnya, maka kita dapat membangun susunan sebagai berikut:

Lum

inos

ity

Temperature

Spectral type: O B A F G K M

Hertzsprung-Russell Diagram

Bagian 3: Skala Diagram HR

• Sumbu vertikal diagram H-R menyatakan Luminositas, dengan nilai rendah di bawah dan tinggi ke atas.

• Dalam skala magnitudo mutlak, biasanya +15 di bawah dan -10 di atas.

• Sumbu horizontal menatakan temperatur/warna bintang.

Bagian 3: Membaca Diagram HR

• OBFGKM menyatakan klasifikasi spektrum Bintang (mneumonic: Oh Be A Fine Guy/Girl Kiss Me)

• Skala 0-9 menyatakan sub-kategori dari yang lebih panas ke kurang panas. Dengan demikian O0 adalah bintang yang dikategorikan paling panas, sedangkan M9 adalah bintang paling dingin.

• Matahari kita merupakan bintang G2 dalam diagram HR.

Bagian 3: Bintang-Bintang dalam Diagram HR

• Jika kita coba masukkan semua bintang teramati dalam diagram HR, maka diduga hubungan luminositas – temperatur membentuk sebuah garis diagonal.

• Banyak bintang yang masuk dalam ‘garis’ ini, yang dikenal sebagai deret utama (main sequence).

Bagian 3: Deret Utama Teoritis

Luminosi ty

Temperature / Color

+15

+10

+5

0

-5

-10

O0 B0 A0 F0 G0 K0 M0

Sun = G2 at +4.8 Magnitude

Bagian 3: Bintang-Bintang dalam Deret Utama Diagram HR

• Semua bintang dalam DERET-UTAMA diagram H-R patuh pada hubungan massa-luminositas, yaitu bintang dengan massa kecil akan redup dan bermassa besar akan cerlang.

• Tetapi ada juga terdapat bintang yang tidak berada pada DERET-UTAMA, seperti katai-putih yang massa-nya sangat kecil, atau raksasa yang sangat merah.

• Bintang-bintang tersebut berada pada saat-saat akhir kehidupannya. Diagram HR menjelaskan tentang evolusi bintang.

Bagian 3: Gambaran Bintang Dalam Deret Utama Diagram HR

Warna Kelas Massa Diameter Temperature

Paling Biru O 20 - 100 12 - 25 40,000

Kebiru-biru-an B 4 - 20 4 - 12 18,000

Biru-Putih A 2 - 4 1.5 - 4 10,000

Putih F 1.05 - 2 1.1 - 1.5 7,000

Kuning-Putih G 0.8 - 1.05 0.85 - 1.1 5,500

Oranye K 0.5 - 0.8 0.6 - 0.85 4,000

Merah M 0.08 - 0.5 0.1 - 0.6 3,000

~90% bintang di alam semesta berada di jalur utama

~10%: raksasa – merah, super-raksasa, katai-putih, proto-bintang, bintang

neutron, lubang-hitam.

Bintang paling banyak ditemukan di deret utama

Bagian 3: Bintang-Bintang di Luar Deret Utama

• Ada bintang-bintang yang berada di bawah garis deret utama, yang artinya luminositas rendah, dibandingkan yang ditunjukkan temperaturnya, artinya, ‘ukurannya kecil’, dengan demikian kita menyebutnya sebagai ‘katai putih/white dwarf’.

• Ada bintang-bintang yang berada di atas garis deret utama, yang artinya luminositas lebih besar daripada yang seharusnya, artinya bintang tersebut lebih besar, disebut sebagai bintang ‘raksasa’.

Bintang menghabiskan paling

banyak waktu hidupnya dalam Deret

Utama

Temperatur sama, tetapi

berbeda luminositas

→ Ukuran berbeda

→ GiantTemp sama, tapi

redup → Dwarfs/Katai

10000 kali radius

Matahari

100 kali radius

Matahari

Seukuran Matahari100 kali lebih kecil dari

Matahari

Rigel Betelgeuze

Sun

Polaris

Bagian 3: Klasifikasi Berdasar Ukuran

• Semakin jauh dari deret utama, disebut sebagai Super Giants/Super-Raksasa, diklasifikasi sebagai I atau II (tergantung ukuran).

• Yang dekat dengan deret utama, tetapi di atasnya, disebut sebagai Raksasa/Giant, diklasifikasi sebagai III (dan IV untuk sub-giant/sub-raksasa).

• Bintang-bintang deret utama, diklasifikasi sebagai V. Maka Matahari adalah: G2V.

Ia Bright Supergiants

Ib Supergiants

II Bright Giants

III Giants

IV Subgiants

V Main-Sequence Stars

IaIb

II

III

IV

V

Bagian 3: Pentingnya Diagram HR dalam Astronomi

• Bintang-bintang dalam deret utama: bintang-bintang yang mengkonversi Hidrogen menjadi Helium.

• Kita bisa menentukan radius bintang berdasar posisi dalam diagram HR.

• Dari diagram HR, kita bisa pelajari tentang bagaimana bintang-bintang berevolusi.

Akhir Bagian 3

Bagian 4: Evolusi Matahari

Bagian 4: Evolusi Matahari Dalam Diagram HR

• 'A' – Gas awan molekul berkumpul dalam pengaruh gravitasi, membentuk materi pembentuk bintang, disebut sebagai proto-bintang.

• 'B' – Reaksi fusi dimulai dan bintang lahir, proses utama pada semua bintang, ketika Hidrogen difusikan menjadi Helium.

• 'C' – Ketika bintang mulai kehabisan bahan bakar, dan ukurannya mulai membesar, dan temperatur menurun.

• 'D' - Helium yang berada pada lapisan luar mulai runtuh ke dalam inti, mengakibatkan inti semakin masif dan semakin terkompresi, yang berarti harus mengatur ulang intinya.

• 'E' - Helium di inti habis, dan proses pembakaran elemen lain dimulai, sementara bintang semakin membesar. Ketika gravitasi tidak bisa mempertahankan ukurannya sendiri.

• 'F' – Lapisan luar tersebul keluar dari inti, meninggalkan inti tanpa selubung (planetary nebula).

• 'G' –Inti berakhir menjadi “katai putih”.

Bagian 4: Proses Kelahiran Bintang

Bagian 4: Proses Kelahiran Bintang

• Bintang lahir dalam awan molekular. Dalam awan nebulae yang suhunya dingin (- 300 C) dan sangat rapat. Sangat dingin dan banyak terdapat H2 (molekul Hidrogen).

• Awan yang dingin mulai berkumpul. Gravitasi mengatasi panas pada daerah yang rapat.

• Daerah ini (inti), menjadi lebih rapat dan mampat. Karena berkumpul inti gas mulai mengalami pemanasan. Menjadi proto-bintang!

Bagian 4: Proses Kelahiran Bintang

• Protostar mengumpul membentuk gumpalan awan yang cerlang pada merah-infra, akibat kontraksi gravitasi mengubah energi potensial menjadi energi termal.

• Luminositas menurun ketika tarikan gravitasi mengerutkan ukuran proto-bintang, sementara proses pengangkutan energi konveksi dominan dari dalam keluar.

• Temperatur permukaan naik sementara luminositas menurun, ketika transpor energi berubah dari konveksi menjadi difusi radiasi, saat energi inti masih berupa tarikan gravitasi.

• Temperatur inti dan rasi fusi naik sampai saat energi fusi bisa meradiasikan energi keluar. Saat ini, bintang masuk ke deret utama.

Bagian 4: Tempat Kelahiran Bintang

Bagian 4: Tempat Kelahiran Bintang

Bagian 4: Tempat Kelahiran Bintang

Interlude

Bagian 4: Syarat Menjadi Bintang

• Jika protostar ber-mass < 0.08 Massa Matahari, energi gravitasi tidak cukup untuk mencapai temperatur inti 10juta K tidak terjadi reaksi fusi.

• Bintang masih bisa lahir! Kita sebut sebagai Brown Dwarfs (Katai Coklat). Katai coklat sangat redup, memancarkan merah-infra, dan intinya tersusun dari Hydrogen

• Massa protostar menentukan: Berapa lama protostar berlangsung & posisi bintang dalam deret utama.

Bagian 4: Bintang dalam Deret Utama

• Bintang menghabiskan 95% dalam hidupnya melakukan reaksi fusi mengubah hydrogen menjadi helium di dalam DERET UTAMA diagram H-R.

• Bintang yang meninggalkan deret utama berarti telah kehabisan sumber energi utama (Hidrogen), dan mempergunakan sumber energi lain.

• Berapa lama? (ingat reaksi PP, luminositas & kesetaraan massa-Energi!)

Bagian 4: Kisah Hidup Bintang Deret Utama

• Kisah hidup bintang dapat digambarkan sebagai pertandingan dari dua gaya: Gravitasi vs Tekanan

• Gravitasi selalu menarik kedalam, menginginkan seluruh massa runtuh ke dalam.

• Tekanan menahan agar seluruh struktur bintang tidak runtuh.• Hukum Gravitasi Newton menyatakan: jumlah gaya gravitasi

bergantung pada massa.• Energi potensial gravitasi menjadi panas ketika massa runtuh.• Tekanan yang menahan struktur bintang bergantung , pada

Matahari adalah tekanan gas (as in the Sun), pada bintang yang lebih panas dari Matahari adalah tekanan radiasi.

Bagian 4: Kisah Hidup Bintang Deret Utama

• Saat terjadi tarikan gravitasi, temperatur dan kerapatan dalam Matahari meningkat. Tanpa gaya yang melawan, maka Matahari runtuh.

• Peningkatan tekanan termal dari dalam mendorong keluar dan melawan gaya gravitasi.

• Ketika kedua gaya tersebut sama kuat, maka ukuran Matahari menjadi tetap.

• Dengan massa yang memadahi, tekanan di dalam dan temperatur yang juga cukup, reaksi fusi di dalam dapat terjadi.

Bagian 4: Meninggalkan Deret Utama

• Ketika semua hidrogen dalam inti habis terubah menjadi helium, tidak cukup energi untuk menahan bintang. Gravitasi menang, inti mengkerut.

• Di wilayah yang melingkupi inti, hidrogen masih ada, tekanan di daerah tersebut meningkat, dan hidrogen mulai terfusi pada wilayah tersebut. (Pembakaran kulit/shell burning) yang juga menghasilkan energi.

• Dua sumber energi: tarikan gravitasi dan pembakaran hidrogen. Menjadi sangat cerlang.

• Energi fusi menyebabkan mengembangnya bagian luar bintang, dan saat bagian luar menjauh dari tempat proses fusi terjadi, akibatnya bagian terluar menjadi lebih dingin.

• Bintang memasuki fase Raksasa Merah.

Bagian 4: Raksasa Merah

Bagian 4: Menuju Helium Flash

• Ketika inti raksasa-merah menjadi sangat rapat dan panas, maka 3 inti Helium (dikenal sebagai partikel-α)bisa saling bertumbukan satu sama lain.

• Proses fusi Helium membentuk Carbon, dan prosesnya disebut sebagai proses triple-α .

• Pelepasan energi di inti memanaskan inti, dan menyebabkan lebih banyak reaksi fusi. Ketika inti memfusi seluruh Helium, maka dalam sekejab terjadi helium flash.

Bagian 4:

3 4He → 12C

then12C + 4He → 16O

Bobot 12C lebih kecil dari 4He

(E = m c2)

Bagian 4: Setelah Helium Flash

• Ketika helium flash terjadi, energi dilepaskan di inti. Tekanan gas meningkat, inti mengembang, tekanan kulit berkurang, dan pembakaran kulit berhenti. Bintang menjadi lebih redup, dan mengerut.

• Permukaan bintang lebih dekat ke reaksi fusi, dan permukaannya tampak lebih panas.

Bagian 4: Kembali Ke Cabang Raksasa

• Fusi Helium tidak sebanyak fusi Hidrogen, sehingga init Helium lebih cepat habis.

• Akibatnya, pembakaran kembali terjadi di kulit.

• Seperti sebelumnya, tidak ada pembangkitan energi dari inti.

• Bintang kembali ke cabang raksasa, yang lebih cerlang.

Bagian 4: Kembali Ke Cabang Raksasa

• Bintang yang kembali ke cabang raksasa memiliki:

• Inti Karbon-Oksigen yang kecil dengan tarikan gravitasi lemah.

• Kulit tipis yang memfusi Helium menjadi Karbon/Oksigen.

• Kulit tipis yang melingkupi Helium dan memfusi Hidrogen menjadi Helium.

• Lapisan luar yang sangat besar.

Bagian 4: Bintang di Cabang Raksasa ke-2

Bagian 4: Mendekati Fase Akhir Bintang

• Gravitasi permukaan raksasa merah sangatlah lemah, sehingga sangat besar kemungkinan terjadi pelepasan massa.

• Temperatur atmosfer kurang dari 3000 K, pada kondisi tersebut, Karbon dan Silikon bisa saling mengikat (dan atom-atom yang lain), membentuk bulir-bulir debu interstellar.

Bagian 4: Fase Kematian Bintang

• Akibat kehilangan massa, ketika mencapai batas massa sebesar 1.4 Massa Matahari (Batas Chandrasekhar), ketika tolakan elektrostatik karbon (6 protons) and oksigen (8 protons) sangat kuat sehingga tidak memungkinkan untuk terjadinya fusi karbon dan oksigen.

• Proses kehilangan massa terus terjadi sampai semua reaksi fusi Helium habis menjadi karbon & oksigen.

• Akhirnya yang tersisa hanyalah inti karbon/oksigen panas dengan lapisan yang sangat-sangat tipis.

Bagian 4: Planetary Nebula

• Lapisan luar yang tipis tidak sanggup mengabsorpsi foton dari inti yang sangat panas.

• Foton yang langsung bergerak keluar, mengionisasi massa yang tertiup keluar.

• Inilah yang teramati sebagai planetary nebula.

Bagian 4: Katai Putih

• Karena tidak ada lagi pembangkitan energi, inti mulai mendingin, tekanan gas makin berkurang, gravitasi makin berperanan.

• Kuatnya tarikan gravitasi menyebabkan atom tertekan sampai pada keadaan ter-degenerasi.

• Bintang yang berada pada keadaan ini akan terus mendingin, selama-lamanya, dan inilah yang dikenal sebagai bintang katai putih.

Bagian 4: Keadaan Tekanan Atom

Bagian 4: Keadaan Terdegenerasi

Bagian 4: Akhir Matahari

• Keadaan terdegenerasi hanya terjadi bila syarat massa mencapai kurang dari 1.4 Massa Matahari (batas Chandrasekar).

Bagian 4: Jejak Evolusi Matahari

Epilogue