Bintang: Perbedaan antara revisi

[[Berkas:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|jmpl|Gambar [[warna-palsu semu]] dari [[Matahari]], bintang [[deret utama]] tipe-G yang terdekat ke Bumi]]

'''Bintang''' merupakan benda langit yang memancarkan [[cahaya]] yang disebabkan oleh reaksi fusi nuklir yang menghasilkan [[energi]] yang terjadi di intinya.<ref>{{Cite book|title=Universe-The Definitive Visual Guide|url=https://archive.org/details/universe0000unse_q5t6|last=DInwiddle|first=Robert|date=2012|publisher=Sarah Larter|isbn=978-1-4093-7650-7|location=London|pages=[https://archive.org/details/universe0000unse_q5t6/page/232 232]|url-status=live}}</ref> Perlu diperhatikan bahwa 'bintang semu' bukanlah bintang, tetapi planet yang memantulkan cahaya dari bintang lain dan terlihat bercahaya di langit seperti sebuah bintang.

Namun banyak bintang yang memancarkan cahaya dengan [[fluks]] (jumlah energi yang dipancarkan per satuan luas) yang tidak seragam di seluruh permukaannya. Bintang [[Vega]] yang berputar sangat cepat, misalnya, memiliki fluks energi yang lebih tinggi pada kutub-kutubnya dibandingkan dengan ekuatornya.<ref>{{cite news

|author=Staff|date=January 10, 2006

Gerak relatif sebuah bintang terhadap matahari dapat memberikan informasi penting mengenai asal mula dan umur bintang tersebut, bahkan juga mengenai struktur dan evolusi [[galaksi]] di sekitarnya. Komponen gerak sebuah bintang terdiri atas [[kecepatan radial]]nya menuju atau menjauhi matahari, dan pergeseran melintangnya yang disebut [[gerak diri]].

Salah satu bintang paling masif yang diketahui adalah [[Eta Carinae]].<ref>{{cite journal | first = Nathan | last = Smith | year = 1998 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | title = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | publisher = Astronomical Society of the Pacific | journal = Mercury Magazine | volume = 27 | page = 20 | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2016-06-18 | archive-url = https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | dead-url = yes }}</ref> Dengan massa hingga 100–150&nbsp;kali massa matahari, bintang ini pun memiliki jangka hidup yang hanya beberapa juta tahun. Penelitian terhadap [[gugus Arches]] menunjukkan bahwa batas tertinggi massa bintang dalam era sekarang alam semesta adalah 150&nbsp;kali massa matahari.<ref>{{cite news

|accessdate=2006-10-03 }}</ref> Sebaliknya, matahari hanya berputar sekali selama 25–35&nbsp;hari, dengan laju rotasi ekuator 1,99&nbsp;km/s. Medan magnet dan angin bintang memperlambat laju rotasi bintang-bintang [[deret utama]] secara signifikan seiring dengan berkembangnya sebuah bintang dalam deret utama.<ref>{{cite web | last=Fitzpatrick | first=Richard | date=February 13, 2006 | url=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html | title=Introduction to Plasma Physics: A graduate course | publisher=The University of Texas at Austin | accessdate=2006-10-04 | archive-date=2010-01-04 | archive-url=https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html | dead-url=unfit }}</ref>

Bintang masif dalam [[deret utama]] dapat bersuhu hingga 50.000&nbsp;°C. Sedang bintang yang lebih kecil, seperti matahari, memiliki suhu permukaan beberapa ribu derajat celcius. [[Raksasa merah]] memiliki suhu permukaan yang relatif rendah sekitar 3.300&nbsp;°C, tetapi bintang ini memiliki luminositas yang tinggi karena permukaan luarnya yang luas.<ref name=zeilik>{{cite book|last1=Zeilik|first1=Michael A.|last2=Gregory|first2=Stephan A.|title=Introductory Astronomy & Astrophysics|url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil|edition=4th|year=1998|publisher=Saunders College Publishing|isbn=0-03-006228-4|page=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/321 321] }}</ref>

|url=https://archive.org/details/classificationof0000jasc|publisher=Cambridge University Press|pages=31–48[https://archive.org/details/classificationof0000jasc/page/31 31]–48

| url =http://web.archive.org/web/20091008115925/ http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm

| accessdate = 2006-07-19 }}</ref>

|url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato|publisher=Springer

Bintang-bintang tidak menyebar secara merata di alam semesta, tetapi biasanya berkelompok membentuk galaksi bersamaan dengan debu dan gas antarbintang. Sebuah galaksi biasa mengandung ratusan miliar bintang, dan terdapat lebih dari 100&nbsp;miliar (10¹¹) galaksi dalam [[alam semesta teramati]].<ref>{{cite web | title=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | publisher=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | accessdate=2006-07-18 | archive-date=2015-11-09 | archive-url=https://web.archive.org/web/20151109083127/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | dead-url=yes }}</ref> Berdasarkan sebuah cacah bintang pada tahun 2010 diperkirakan terdapat 300 [[triyar]] ({{nowrap|3 × 10²³}}) bintang dalam alam semesta teramati.<ref>{{cite news|first=Seth|last=Borenstein|date=December 1, 2010|title=Universe's Star Count Could Triple|work=CBS News|url=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml|accessdate=2011-07-14|archive-date=2013-10-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20131015032113/http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml|dead-url=yes}}</ref>

Karena jarak antar bintang yang relatif sangat jauh dalam galaksi selain pada daerah pusat galaksi, tabrakan antar bintang diperkirakan jarang terjadi. Pada daerah yang lebih padat seperti inti gugus bola atau pusat galaksi, tabrakan antar bintang dapat sering terjadi.<ref name="DarkMatter">{{cite news|title=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic|publisher=CNN News|date=June 2, 2000|url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/|accessdate=2006-07-21 |archive-date=2007-01-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/|dead-url=yes}}</ref> Tabrakan seperti ini dapat menghasilkan apa yang dikenal dengan bintang [[pengelana biru]] (''blue straggler'').<ref name=term group=note>''Blue straggler'' lebih sering diterjemahkan sebagai ''pengelana biru'' daripada ''pengembara biru'' untuk membedakannya dari ''bintang pengembara'' (''rogue star'') yang merujuk pada bintang antargalaksi</ref> Bintang-bintang abnormal ini memiliki suhu permukaan yang lebih tinggi dari bintang-bintang deret utama lainnya dalam sebuah gugus bintang dengan luminositas yang sama.<ref>{{cite journal |display-authors=1 | first1=J. C. | last1=Lombardi, Jr. | last2=Warren | first2=J. S. | last3=Rasio |first3=F. A. | last4=Sills | first4=A. | last5=Warren | first5=A. R. | title = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers | journal=The Astrophysical Journal | year=2002 | volume=568 | issue = 2 | pages=939–953 | bibcode=2002ApJ...568..939L | doi = 10.1086/339060|arxiv = astro-ph/0107388 }}</ref> Istilah pengelana merujuk pada lokasinya yang berada di luar garis evolusi normal bintang lain pada diagram Hertzsprung-Russel gugus bintangya.

Bagian dalam dari bintang stabil berada dalam keadaan [[kesetimbangan hidrostatis|setimbang secara hidrostatis]], di mana gaya akibat [[gradien]] tekanan dari dalam bintang yang mendorong ke luar mengimbangi gaya gravitasi yang menarik ke dalam. [[Gradien tekanan]] ini diakibatkan oleh gradien suhu [[Plasma (fisika)|plasma]] bintang, yang tinggi pada bagian luarnya dan semakin dingin mendekati intinya. Suhu inti sebuah bintang deret utama atau bintang raksasa paling tidak berada dalam besaran 10⁷&nbsp;°C. Suhu dan tekanan yang dialami inti pembakar hidrogen pada bintang deret utama cukup untuk memungkinkan [[fusi nuklir]] terjadi dan untuk menghasilkan energi yang cukup guna menghindari keruntuhan bintang.<ref name="hansen">{{cite book|last1=Hansen|first1=Carl J.|last2=Kawaler|first2=Steven D.|last3=Trimble|first3=Virginia|pages=[https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446/page/32 32]–33|title=Stellar Interiors|url=https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446|publisher=Springer|year=2004|isbn=0-387-20089-4 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book|title=Structure and Evolution of the Stars|url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart|last=Schwarzschild|first=Martin|publisher=Princeton University Press|year=1958|isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

Ketika mengalami fusi nuklir dalam inti bintang, inti atom memancarkan energi dalam bentuk [[sinar gama]]. [[Foton|Foton-foton]] ini berinteraksi dengan plasma sekitarnya dan meningkatkan energi termal pada inti. Bintang-bintang deret utama mengubah hidrogen menjadi helium yang membuat proporsi helium dalam intinya meningkat secara perlahan namun pasti. Akhirnya muatan helium akan menjadi dominan dan produksi energi pun berhenti dalam inti. Namun bagi bintang yang bermassa lebih dari 0,4&nbsp;kali massa matahari, reaksi fusi terjadi pada lapisan yang perlahan mengembang di sekitar inti helium [[materi degenerat|degenerat]].<ref>{{cite web |url =http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | title = Formation of the High Mass Elements | publisher = Smoot Group | accessdate = 2006-07-11 }}</ref>

* {{cite book|first = John|last = Gribbin|authorlink = John Gribbin|coauthors=Mary Gribbin|year=2001|title=Stardust: Supernovae and Life — The Cosmic Connection|url = https://archive.org/details/stardustsupernov0000john|publisher=Yale University Press|id=ISBN 0-300-09097-8}}