Bintang: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
perbaikan informasi |
Add 1 book for Wikipedia:Pemastian (20241213sim)) #IABot (v2.0.9.5) (GreenC bot |
||
| (56 revisi perantara oleh 25 pengguna tidak ditampilkan) | |||
Baris 1:
{{kegunaanlain}}
[[Berkas:Starsinthesky.jpg|jmpl|Sebuah daerah Pembentukan bintang#Stellar nurseries|Daerah pembentuk-bintang di [[Awan Magellan Besar]].]]
[[Berkas:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|jmpl|Gambar [[warna
'''Bintang''' merupakan benda langit yang memancarkan [[cahaya
Menurut [[ilmu]] [[astronomi]], definisi bintang adalah:{{quote|Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 [[massa matahari]]) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan [[energi]] melalui reaksi [[fusi nuklir]].}} Oleh sebab itu bintang [[katai putih]] dan [[bintang neutron]] yang sudah tidak menghasilkan energi tetap disebut sebagai bintang. Bintang terdekat dengan [[Bumi]] adalah [[Matahari]] pada jarak sekitar 149,680,000 kilometer, diikuti oleh [[Proxima Centauri]] dalam rasi bintang [[Sentaurus]] berjarak sekitar empat [[tahun cahaya]].
Baris 11:
[[Astronom|Astronom-astronom]] awal seperti [[Tycho Brahe]] berhasil mengenali ‘bintang-bintang baru’ di langit (kemudian dinamakan ''novae'') menunjukkan bahwa langit tidaklah kekal. Pada 1584 [[Giordano Bruno]] mengusulkan bahwa bintang-bintang sebenarnya adalah Matahari-matahari lain, dan mungkin saja memiliki planet-planet seperti Bumi di dalam orbitnya,<ref name="he history">{{cite web | last = Drake | first = Stephen A. | date = [[17 Agustus]], [[2006]] | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html | title = A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy | publisher = NASA HEASARC | accessdate = 2006-08-24
}}</ref> ide yang telah diusulkan sebelumnya oleh filsuf-filsuf [[Yunani kuno]] seperti [[Democritus]] dan [[Epicurus]].<ref>{{cite web | date = [[24 Juli]], [[2006]] | url = http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-226/ | title = Exoplanets | publisher = ESO | accessdate = 2006-10-11 }}{{Pranala mati|date=Februari 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref> Pada abad berikutnya, ide bahwa bintang adalah Matahari yang jauh
Astronom Italia [[Geminiano Montanari]] merekam adanya perubahan [[luminositas]] pada bintang [[Algol]] pada 1667. [[Edmond Halley]] menerbitkan pengukuran pertama [[gerak diri]] dari sepasang bintang “tetap” dekat, memperlihatkan bahwa mereka berubah posisi dari sejak pengukuran yang dilakukan [[Ptolemaeus]] dan [[Hipparchus]]. Pengukuran langsung jarak bintang [[61 Cygni]] dilakukan pada 1838 oleh [[Friedrich Bessel]] menggunakan teknik [[paralaks]].
[[William Herschel]] adalah astronom pertama yang mencoba menentukan
== Penamaan ==
{{Main|Penamaan bintang|Konvensi penamaan bintang|Katalog bintang}}
Sebagaimana beberapa rasi bintang tertentu dan matahari, beberapa bintang juga memiliki [[mitologi]]nya sendiri.<ref name="mythology">{{cite web
Baris 28:
| accessdate = 2012-06-15 }}</ref> Bagi orang [[agama Yunani kuno|Yunani kuno]], beberapa "bintang", yang dikenal sebagai [[planet]] ({{lang-gr|πλανήτης}} [''planētēs''], ''pengembara''), mewakili berbagai dewa penting mereka yang menjadi sumber nama bagi planet [[Merkurius]], [[Venus]], [[Mars]], [[Jupiter]] dan [[Saturnus]].<ref name="mythology" /> [[Uranus]] dan [[Neptunus]] juga adalah dewa-dewa [[Mitologi Yunani|Yunani]] dan [[Mitologi Romawi|Romawi]], tetapi belum dikenal pada masa kuno karena sinarnya yang redup. Nama keduanya diberikan oleh para astronom berikutnya.
Kira-kira tahun 1600, nama rasi bintang digunakan untuk menamakan bintang-bintang dalam wilayah langitnya. Astronom Jerman [[Johann Bayer]] menciptakan serangkaian peta bintang yang menggunakan [[huruf Yunani]] sebagai [[Penamaan Bayer|nama]] bagi bintang-bintang pada tiap rasi bintang. Setelah itu
| url = http://www.iau.org/public/naming/ | title = Naming Astronomical Objects
| publisher = [[International Astronomical Union]] (IAU)
Baris 50:
Bintang bersinar sangat terang akibat produksi energi pada intinya, yang menggabungkan dua atau lebih [[inti atom]] dan membentuk inti atom tunggal unsur yang lebih berat serta melepaskan [[foton]] [[sinar gama]] dalam prosesnya. Begitu energi ini mencapai lapisan luar bintang, energi ini diubah ke dalam bentuk lain sebagai energi [[Elektromagnetisme|elektromagnetik]] yang berfrekuensi lebih rendah, misalnya [[cahaya tampak]].
[[Warna]] bintang, yang ditentukan oleh [[frekuensi]] cahaya tampaknya yang paling kuat, tergantung pada suhu lapisan luar bintang, termasuk [[fotosfer]]nya.<ref>{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | title = The Colour of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2012-03-10 | archive-url = https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | dead-url = yes }}</ref> Selain cahaya tampak, bintang juga memancarkan bentuk-bentuk lain radiasi elektromagnetik yang tidak [[mata manusia|kasatmata]]. Sebenarnya radiasi elektromagnetik bintang meliputi keseluruhan [[spektrum elektromagnetik]], dari yang [[panjang gelombang]]nya terpanjang yaitu [[gelombang radio]], ke [[inframerah]], cahaya tampak, [[ultraungu]], hingga [[sinar X]] dan [[sinar gama]] yang panjang gelombangnya paling pendek. Jika dilihat dari jumlah keseluruhan energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang, tidak semua komponen radiasi elektromagnetik bintang memiliki jumlah yang signifikan, tetapi seluruh frekuensi tersebut memberikan kita wawasan tentang fisik bintang.▼
▲</ref> Selain cahaya tampak, bintang juga memancarkan bentuk-bentuk lain radiasi elektromagnetik yang tidak [[mata manusia|kasatmata]]. Sebenarnya radiasi elektromagnetik bintang meliputi keseluruhan [[spektrum elektromagnetik]], dari yang [[panjang gelombang]]nya terpanjang yaitu [[gelombang radio]], ke [[inframerah]], cahaya tampak, [[ultraungu]], hingga [[sinar X]] dan [[sinar gama]] yang panjang gelombangnya paling pendek. Jika dilihat dari jumlah keseluruhan energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang, tidak semua komponen radiasi elektromagnetik bintang memiliki jumlah yang signifikan, tetapi seluruh frekuensi tersebut memberikan kita wawasan tentang fisik bintang.
Dengan menggunakan [[Spektroskopi astronomi|spektrum bintang]], astronom dapat menentukan suhu permukaan, [[gravitasi permukaan]], metalisitas, dan [[kecepatan rotasi]] sebuah bintang. Jika jarak sebuah bintang diketahui, misalnya dengan mengukur paralaksnya, maka luminositasnya dapat dihitung. Massa, jari-jari, gravitasi permukaan dan periode rotasi dapat diperkirakan dengan berdasarkan model bintang. (Massa bintang-bintang dalam [[Binary star|sistem biner]] dapat dihitung dengan mengukur jarak dan kecepatan orbitnya. Efek [[lensa-mikro gravitasi]] dipergunakan untuk mengukur massa bintang tunggal.<ref>
Baris 79 ⟶ 77:
dengan ''E'' adalah fluks pancaran, ''L'' adalah luminositas dan ''d'' adalah jarak bintang ke pengamat.
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
|title=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
|publisher=National Optical Astronomy Observatory
|url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
|accessdate=2007-11-18
|archive-date=2019-05-24
|archive-url=https://web.archive.org/web/20190524103812/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
</ref>▼
|dead-url=yes
▲}}</ref>
Noda-noda di permukaan bintang yang memiliki suhu dan luminositas yang lebih rendah dari rata-rata disebut dengan [[bintik bintang]]. Bintang katai yang kecil, seperti matahari kita, umumnya memiliki permukaan yang cukup mulus dengan hanya sedikit bintik bintang. Bintang-bintang raksasa yang lebih besar memiliki bintik bintang yang lebih besar dan lebih kelihatan,
<ref name="Michelson Starspots">
Baris 99:
=== Magnitudo ===
{{Main|Magnitudo semu|Magnitudo mutlak}}
[[Kecerahan|Terangnya]] cahaya yang tampak dari sebuah bintang disebut dengan istilah [[magnitudo semu]], yaitu terangnya sebuah bintang yang merupakan fungsi dari luminositas bintang, jarak dari bumi dan perubahan cahayanya saat melintasi atmosfer bumi. Magnitudo mutlak atau magnitudo intrinsik adalah magnitudo semu sebuah bintang jika jarak antara bumi dengan bintang tersebut adalah 10 parsec (32,6 tahun cahaya), sehingga berhubungan langsung dengan luminositas bintang dan menyatakan kecerahan bintang yang sebenarnya.
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudo:''
!Magnitudo<br />semu
!Jumlah <br />bintang<ref>{{cite web | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archiveurl =
▲{{cite web | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archiveurl =http://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archivedate = 2008-02-06 | title = Magnitude | publisher = National Solar Observatory—Sacramento Peak | accessdate = 2006-08-23 }}
</ref>▼
|- style="text-align: center;"
||0
Baris 133 ⟶ 131:
|}
Baik skala magnitudo semu maupun magnitudo mutlak adalah [[satuan logaritmis]] di mana selisih satu magnitudo sama dengan perbedaan kecerahan sekitar 2,5 kali<ref name="luminosity">{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | title = Luminosity of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2014-08-09 | archive-url = https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html | dead-url = yes }}</ref> (akar pangkat 5 dari 100, atau mendekati 2,512). Hal ini berarti bintang dengan nilai magnitudo +1 kira-kira 2,5 kali lebih terang daripada bintang dengan nilai magnitudo +2, dan kira-kira 100 kali lebih terang daripada bintang dengan nilai magnitudo +6. Bintang teredup yang dapat dilihat mata telanjang dalam kondisi pengamatan yang baik adalah bintang dengan nilai magnitudo kira-kira +6.
Dalam skala magnitudo semu maupun magnitudo tampak, semakin kecil nilai magnitudonya, maka semakin terang pula bintang tersebut; semakin besar nilai magnitudonya, semakin redup. Bintang-bintang paling terang pada kedua skala tersebut memiliki nilai magnitudo yang negatif. Perbedaan terang cahaya (Δ''L'') antara dua bintang dihitung dengan mengurangkan nilai magnitudo bintang yang lebih terang (''m''<sub>b</sub>) dari nilai magnitudo bintang yang lebih redup (''m''<sub>f</sub>), lalu menggunakan selisihnya sebagai eksponen untuk bilangan pokok 2,512. Dapat juga ditulis dengan persamaan berikut:
Baris 144 ⟶ 140:
Matahari memiliki nilai magnitudo semu −26,7, tetapi magnitudo mutlaknya hanyalah +4,83. Sirius, bintang paling cemerlang di langit malam, kira-kira 23 kali lebih terang dari matahari, sedang [[Canopus]], bintang paling cemerlang kedua di langit malam dengan magnitudo mutlak −5,53, kira-kira 14.000 kali lebih terang daripada matahari. Walaupun Canopus jauh lebih terang daripada Sirius, tetapi Sirius tampak lebih cemerlang daripada Canopus. Hal ini disebabkan jarak Sirius yang hanya 8,6 tahun cahaya dari bumi, sementara Canopus jauh lebih jauh dengan jarak 310 tahun cahaya.
Berdasarkan data tahun 2006, bintang dengan magnitudo absolut paling tinggi yang diketahui adalah [[LBV 1806-20]], dengan nilai magnitudo −14,2. Bintang ini paling tidak 5.000.000 kali lebih terang dari matahari.<ref>{{cite web | last1=Hoover | first1=Aaron | date=January 15, 2004 | url=http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | archivedate=2007-08-07 | title=Star may be biggest, brightest yet observed | publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08 | dead-url=yes }}</ref> Sedang bintang-bintang dengan luminositas paling rendah yang diketahui saat ini terdapat di gugus [[NGC 6397]]. Bintang katai merah paling redup dalam gugus tersebut memiliki nilai magnitudo 26, sementara ditemukan juga bintang katai putih dengan nilai magnitudo 28. Bintang-bintang redup ini sangatlah samar sehingga cahayanya sama dengan cahaya lilin ulang tahun di bulan jika dilihat dari bumi.<ref>
| archivedate=2007-08-07▼
{{cite web
| date=August 17, 2006 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
Baris 183 ⟶ 171:
|}
Ukuran panjang yang sangat besar, misalnya panjang [[sumbu semi-mayor]] orbit
== Sifat dan karakteristik ==
Baris 201 ⟶ 189:
| bibcode=1995JApAS..16..332R }}</ref>
Ukuran bintang sangat beragam, mulai dari [[bintang neutron]], yang hanya berdiameter antara 20 sampai 40 km, hingga bintang [[maharaksasa]] seperti [[Betelgeuse]] di [[Orion|rasi bintang Orion]], yang berdiameter sekitar 650 kali diameter matahari atau sekitar 900 juta km. Namun Betelgeuse memiliki [[massa jenis|kepadatan]] yang jauh lebih rendah dari matahari.<ref>{{cite web | last=Davis | first=Kate | date=December 1, 2000 | url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | title=Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis | publisher=AAVSO | accessdate=2006-08-13 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | archivedate=2006-07-12 | dead-url=no }}</ref>
=== Kinematika ===
Baris 215 ⟶ 199:
| pages=714–721 | month=September | year=2006
| doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L }}</ref> ''Foto [[NASA]]'']]
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]].
Kecepatan radial sebuah bintang diukur lewat [[efek doppler|pergeseran doppler]] pada garis spektrumnya dan dinyatakan dalam satuan [[kilometer]] per [[detik]]. Gerak diri sebuah bintang ditentukan lewat pengukuran astronomis yang teliti dalam satuan mili[[detik busur]] per tahun. Dengan menentukan [[paralaks]] sebuah bintang, gerak diri dapat kemudian dikonversikan ke dalam satuan kecepatan. Bintang dengan kecepatan gerak diri yang tinggi kemungkinan besar berjarak dekat dengan matahari, sehingga cocok untuk diukur paralaksnya.<ref>{{cite web
Baris 227 ⟶ 211:
| journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | year=1957 | volume=69 | issue=406 | page=54
| bibcode=1957PASP...69...54J
| doi=10.1086/127012 }}</ref> Perbandingan kinematika berbagai bintang di sekitar matahari juga menyebabkan ditemukannya [[himpunan bintang]] yang kemungkinan besar adalah kumpulan bintang dengan lokasi asal yang sama dalam awan molekul raksasa.<ref>{{cite journal | last1=Elmegreen | first1=B. | last2=Efremov | first2=Y. N. | title=The Formation of Star Clusters | journal=American Scientist | year=1999 | volume=86 | issue=3 | page=264 | url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | accessdate=2006-08-23 | doi=10.1511/1998.3.264 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | archivedate=2005-03-23 | bibcode=1998AmSci..86..264E | dead-url=no }}</ref>
=== Komposisi kimia ===
Baris 239 ⟶ 218:
|first=Judith A.|last=Irwin|year=2007
|title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
|url=https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair|publisher=John Wiley and Sons|isbn=0-470-01306-0
|page=[https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair/page/78 78] }}</ref> dan sisanya sedikit unsur-unsur yang lebih berat. Biasanya porsi unsur-unsur berat diketahui dengan mengukur jumlah muatan besi yang terkandung dalam atmosfer bintang, sebab besi adalah unsur yang umum dan garis spektrum serapannya relatif mudah untuk dihitung. Karena awan molekul tempat bintang terbentuk terus menerus diperkaya dengan unsur-unsur yang lebih berat, pengukuran terhadap komposisi kimia sebuah bintang dapat digunakan untuk menentukan umurnya.<ref>{{cite web
| date =2006-09-12 | url = http://www.eso.org/public/news/eso0634/
| title = A "Genetic Study" of the Galaxy
Baris 264 ⟶ 243:
=== Massa ===
{{Main|Massa bintang}}
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 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 kali massa matahari.<ref>{{cite news
|title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy
|publisher=NASA News|date=March 3, 2005|url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html
Baris 285 ⟶ 264:
|title=Weighing the Smallest Stars|publisher=ESO
|date=January 1, 2005|url=http://www.eso.org/public/news/eso0503/
|accessdate=2006-08-13 }}</ref> Untuk bintang dengan metalisitas yang mirip dengan matahari, massa minimum teoretis yang dapat dimiliki bintang, tetapi masih tetap dapat melakukan fusi nuklir di intinya, diperkirakan adalah sekitar 75 kali massa Jupiter.<ref>{{cite web | first=Alan | last=Boss | date=April 3, 2001 | url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | title=Are They Planets or What? | publisher=Carnegie Institution of Washington | accessdate=2006-06-08 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | archivedate=2006-09-28 | dead-url=yes }}</ref><ref name="minimum">{{cite web | last=Shiga | first=David | date=August 17, 2006 | url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archiveurl=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archivedate=2006-11-14 | title=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed | publisher=New Scientist | accessdate=2006-08-23 | dead-url=no }}</ref> Namun jika metalisitas sebuah bintang sangat rendah, massa minimumnya adalah sekitar 8,3% dari massa matahari atau sekitar 87 kali massa Jupiter, berdasarkan penelitian terkini atas bintang-bintang paling redup.<ref name="minimum" /><ref>{{cite news
|title=Hubble glimpses faintest stars
|publisher=BBC|date=August 18, 2006
Baris 327 ⟶ 297:
|title=Flattest Star Ever Seen|publisher=ESO
|date=June 11, 2003|url=http://www.eso.org/public/news/eso0316/
|accessdate=2006-10-03 }}</ref> Sebaliknya, matahari hanya berputar sekali selama 25–35 hari, dengan laju rotasi ekuator 1,99 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>
| accessdate=2006-10-04 }}</ref>▼
[[Bintang degenerat]] adalah bintang yang telah menyusut menjadi massa yang kompak dan mengakibatkan laju rotasi tinggi. Namun laju rotasi ini masih lebih rendah dari yang diperkirakan oleh hukum kekekalan [[momentum sudut]]. Sebagian besar momentum sudut bintang tersebut menghilang akibat hilangnya massa bintang oleh angin bintang.<ref>{{cite journal | last = Villata | first = Massimo | title=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs| url = https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1992-08-01_257_3/page/n89 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=1992 | volume=257 | issue=3 | pages=450–454 |bibcode=1992MNRAS.257..450V }}</ref> Meskipun demikian, laju rotasi bintang pulsar bisa sangat tinggi. Bintang pulsar di pusat [[Nebula kepiting]] misalnya, berputar 30 kali dalam sedetik.<ref>{{cite news
|title=A History of the Crab Nebula|publisher=ESO
|date=May 30, 1996|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/
Baris 343 ⟶ 308:
|url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
|title=Properties of Stars: Color and Temperature
|accessdate=2007-10-09
|last=Strobel |first=Nick |date=August 20, 2007
|work=Astronomy Notes |publisher=Primis/McGraw-Hill, Inc.
|archiveurl=
|archivedate=2007-06-26 }}</ref> Biasanya suhu ini dinyatakan dengan [[suhu efektif]], yang merupakan suhu jika sebuah bintang dianggap sebagai [[benda hitam]] ideal yang memancarkan energi dengan luminositas yang sama di seluruh permukaannya. Jadi suhu efektif hanyalah sebuah gambaran, karena suhu pada sebuah bintang semakin tinggi jika semakin dekat dengan intinya.<ref>{{cite web▼
|dead-url=no
▲
| first=Courtney | last=Seligman | work=Self-published
| url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
Baris 355 ⟶ 325:
Suhu sebuah bintang menentukan laju ionisasi berbagai unsur di dalamnya, juga menentukan sifat garis serapan spektrumnya. Suhu permukaan, [[magnitudo absolut]] dan sifat serapan spektrografi bintang digunakan sebagai dasar untuk pengklasifikasian bintang (lihat klasifikasi bintang di bawah)<ref name="new cosmos" />
Bintang masif dalam [[deret utama]] dapat bersuhu hingga 50.000 °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 °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>
=== Umur ===
Baris 435 ⟶ 405:
|first1=Carlos|last1=Jaschek|last2=Jaschek|first2=Mercedes
|year=1990|title=The Classification of Stars
|url=https://archive.org/details/classificationof0000jasc|publisher=Cambridge University Press|pages=
|isbn=0-521-38996-8 }}</ref>
Bintang diberi klasifikasi huruf tunggal berdasarkan spektrumnya, dari tipe ''O'' yang sangat panas sampai ''M'' yang begitu dingin hingga molekul dapat terbentuk pada atmosfernya. Klasifikasi utama berdasarkan suhunya, dari yang tertinggi ke terendah, adalah ''O'', ''B'', ''A'', ''F'', ''G'', ''K'', dan ''M''. Beberapa bintang dengan jenis spektrum yang langka memiliki klasifikasi khusus tersendiri. Paling umumnya adalah kategori ''L'' dan ''T'', yang meliputi bintang dengan suhu dan massa yang rendah serta katai cokelat. Tiap huruf dibagi lagi dalam 10 subbagian yang diberi nomor 0–9, dari suhu yang tertinggi ke yang terendah. Namun sistem ini kurang tepat pada suhu yang sangat tinggi, yaitu bahwa kemungkinan bintang kelas ''O0'' dan ''O1'' tidak ada.<ref name="spectrum">{{cite web
|
|last = MacRobert
|
|
|
|archive-date = 2013-10-22
|archive-url = https://web.archive.org/web/20131022124237/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
|dead-url = yes
▲}}</ref>
Selain itu bintang juga dapat diklasifikasikan berdasarkan efek luminositas dalam garis spektrumnya, yang sebanding dengan ukuran dan kuat gravitasi permukaannya. Pengklasifikasian ini dikenal dengan sistem klasifikasi Yerkes dan membagi bintang ke dalam kelas-kelas berikut:
Baris 469 ⟶ 444:
Bintang katai putih memiliki klasifikasi tersendiri yang dimulai dengan huruf ''D''. Penggolongan ini dibagi lagi ke dalam kelas-kelas ''DA'', ''DB'', ''DC'', ''DO'', ''DZ'', dan ''DQ'', tergantung jenis garis spektrumnya yang menonjol. Lalu di belakangnya diikuti dengan nilai angka yang menunjukkan indeks suhunya.<ref>{{cite web
| url =
| title = White Dwarf (wd) Stars
| publisher = White Dwarf Research Corporation
| accessdate = 2006-07-19
| archive-date = 2009-10-08
| archive-url = https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
| dead-url = unfit
}}</ref>
== Distribusi ==
Baris 479 ⟶ 458:
Selain berdiri sendiri, bintang bisa juga berada dalam [[sistem bintang|sistem multibintang]]. Sistem multibintang dapat terdiri dari dua atau lebih bintang yang terikat secara gravitasi dan saling mengorbit satu sama lain. Jenis sistem multibintang yang paling sederhana dan sering ditemui adalah [[bintang biner]]. Selain itu telah ditemukan juga sistem multibintang yang memiliki tiga atau lebih bintang. Sistem multibintang yang demikian sering kali secara hierarkis tersusun dari beberapa bintang biner untuk mempertahankan stabilitas orbit bintang-bintangnya.<ref>{{cite book|first1=Victor G.|last1=Szebehely|last2=Curran|first2=Richard B.|year=1985
|title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
|url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato|publisher=Springer
|isbn=90-277-2046-0 }}</ref> Terdapat juga kelompok yang lebih besar yang disebut [[gugus bintang]]. Gugus bintang berkisar dari [[himpunan bintang]] yang tidak begitu padat dengan hanya beberapa bintang, hingga [[gugus bola]] yang luar biasa besar dengan ratusan ribu bintang.
Baris 487 ⟶ 466:
| accessdate=2006-07-16 }}</ref>
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 miliar (10<sup>11</sup>) 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 × 10<sup>23</sup>}}) 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>
Walau sering dipercaya bahwa bintang hanya terdapat dalam galaksi, telah ditemukan bintang-bintang yang berada di luar galaksi ([[bintang antargalaksi]]).<ref>{{cite news|title=Hubble Finds Intergalactic Stars
|publisher=Hubble News Desk|date=January 14, 1997
Baris 496 ⟶ 473:
Bintang terdekat dengan bumi selain matahari adalah [[Proxima Centauri]] yang berjarak sekitar 4,2 [[tahun cahaya]] atau kira-kira 39,9 triliun kilometer. Jika jarak ini ditempuh dengan kecepatan orbit [[pesawat ulang-alik]] (8 km/s–hampir 30.000 km/jam), maka akan dibutuhkan waktu kira-kira 150.000 tahun untuk sampai.<ref group=note>3,99 × 10<sup>13</sup> km ÷ (3 × 10<sup>4</sup> km/jam × 24 × 365,25) = 1,5 × 10<sup>5</sup> tahun.</ref> Jarak seperti ini adalah jarak antar bintang yang umum dalam [[piringan galaksi]], termasuk di lingkungan sekitar tata surya.<ref>{{cite journal | last1=Holmberg | first1=J. | last2=Flynn | first2=C. | title=The local density of matter mapped by Hipparcos | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 |issue=2 | year=2000 | pages=209–216 | bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x|arxiv = astro-ph/9812404 }}</ref> Bintang-bintang dapat sangat berdekatan di pusat galaksi dan dalam [[gugus bola]] atau terpisah sangat jauh dalam [[sferoid galaksi|halo galaksi]].
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
== Evolusi ==
{{Artikel|Evolusi Bintang}}
Struktur, evolusi, dan nasib akhir sebuah bintang sangat dipengaruhi oleh massanya. Selain itu, komposisi kimia juga ikut mengambil peran dalam skala yang lebih kecil.
=== Terbentuknya bintang ===
{{Artikel|Pembentukan bintang}}
Bintang terbentuk di dalam [[awan molekul]]; yaitu sebuah daerah [[medium antarbintang]] yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuah ''[[vacuum chamber]]'' yang ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri dari [[hidrogen]] dengan sekitar 23–28% [[helium]] dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa [[nukleosintesis Big Bang]] pada saat awal [[alam semesta]].
Baris 511 ⟶ 490:
=== Deret Utama ===
{{Artikel|Deret utama}}
Bintang menghabiskan sekitar 90% umurnya untuk membakar hidrogen dalam reaksi fusi yang menghasilkan helium dengan temperatur dan tekanan yang sangat tinggi di intinya. Pada fase ini bintang dikatakan berada dalam [[deret utama]] dan disebut sebagai bintang katai.
=== Akhir sebuah bintang ===
Ketika kandungan [[hidrogen]] di teras bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyak [[hidrogen]] mengembang dan bertukar warna merah dan disebut [[bintang raksaksa merah]] yang dapat mencapai 100 kali ukuran Matahari sebelum membentuk bintang
== Bintang variabel ==
{{Main|Bintang variabel}}
[[Berkas:Mira 1997.jpg|ka|jmpl|200px|Tampilan yang tidak simetris dari bintang [[Mira]], sebuah bintang variabel yang berosilasi. ''Citra [[Hubble Space Telescope|HST]] NASA.'']]
[[Bintang variabel]] adalah bintang yang luminositasnya berubah-ubah baik secara berkala maupun secara acak, yang disebabkan oleh faktor dari dalam maupun luar bintang tersebut. Bintang-bintang variabel yang diakibatkan faktor dalam bintang itu sendiri dapat digolongkan dalam tiga kategori utama.
Jenis yang pertama adalah bintang variabel berdenyut. Dalam evolusi bintang, beberapa bintang memasuki fase di mana mereka dapat berubah menjadi bintang variabel berdenyut. Bintang variabel jenis ini berubah-ubah radius dan luminositasnya sepanjang waktu, mengembang dan mengerut dengan selang waktu dari beberapa menit hingga bertahun-tahun, tergantung ukuran bintang tersebut. Kategori ini termasuk [[Bintang variabel Chepeid|bintang variabel chepeid dan mirip chepeid]], serta bintang variabel periode panjang seperti [[Bintang variabel Mira|Mira]].<ref name="variables">{{cite web | url=http://www.aavso.org/types-variables | title=Types of Variable | date=May 11, 2010 | publisher=AAVSO | accessdate=2010-08-20 | archive-date=2018-10-17 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org/types-variables | dead-url=yes }}</ref>
Yang kedua adalah bintang variabel eruptif, yaitu bintang yang mengalami lonjakan luminositas tiba-tiba akibat peristiwa semburan maupun peristiwa pelontaran materi bintang yang berlangsung massal.<ref name="variables" /> Kategori ini termasuk [[protobintang]], [[bintang Wolf-Rayet]] dan [[bintang suar]] serta bintang raksasa dan maharaksasa.
Baris 535 ⟶ 515:
== Struktur ==
{{Main|Struktur bintang}}
[[Berkas:
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 10<sup>7</sup> °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=
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 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>
Selain kesetimbangan hidrostatis, bagian dalam sebuah bintang yang stabil juga akan mempertahankan [[kesetimbangan termal]]. Terdapat gradien suhu di seluruh bagian dalam bintang yang mengakibatkan aliran energi mengalir ke bagian luar. Aliran energi yang meninggalkan tiap lapisan dalam bintang ini akan sama dengan aliran yang datang dari bawah tiap lapisan.
Baris 545 ⟶ 525:
Terjadinya konveksi pada lapisan luar bintang deret utama bergantung pada massanya. Bintang dengan massa berapa kali massa matahari memiliki zona konveksi jauh di bagian dalam bintang dan zona radiasi pada lapisan luar. Bintang yang lebih kecil seperti matahari adalah kebalikannya, dengan zona konveksi yang terletak di lapisan luar.<ref name="imagine">{{cite web | date =2006-09-01 | url =http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | title = What is a Star? | publisher = NASA | accessdate = 2006-07-11}}</ref> Katai merah dengan massa kurang dari 0,4 kali massa matahari hanya memiliki zona konveksi di seluruh lapisannya sehingga mencegah terbentuknya inti helium.<ref name="late stages" /> Pada sebagian besar bintang, zona konveksi juga akan berubah-ubah dari waktu ke waktu seiring dengan menuanya bintang dan berubahnya susunan inti bintang.<ref name="Schwarzschild" />
[[Berkas:Sun parts big.jpg|jmpl|360px|ka|Diagram ini menunjukkan bagian dalam [[matahari]]. ''citra NASA.'']]
Bagian dari sebuah bintang yang terlihat bagi pengamat disebut [[fotosfer]]. Ini adalah lapisan plasma bintang yang menjadi transparan terhadap foton cahaya. Dari sini, energi yang dihasilkan oleh inti menyebar bebas ke luar ke angkasa. Di fotosfer inilah [[bintik bintang]], atau wilayah bersuhu dibawah rata-rata, muncul.
Baris 564 ⟶ 544:
== Jalur reaksi fusi nuklir ==
{{Main|Nukleosintesis bintang}}
{{Multiple image|direction=vertical|align=right|image1=
Berbagai reaksi fusi nuklir yang berbeda berlangsung dalam inti bintang sebagai bagian dari [[nukleosintesis bintang]], dengan bergantung pada massa dan komposisinya. Massa bersih inti atom yang terfusi lebih kecil dari jumlah massa inti-inti atom pembentuknya. Massa yang hilang ini dilepaskan sebagai energi elektromagnetik, sesuai dengan hukum [[kesetaraan massa-energi]] di mana ''E'' = ''mc''<sup>2</sup>.<ref name="sunshine" />
Baris 684 ⟶ 664:
{{reflist|3|refs=
<ref name=koch95>{{cite book|last1=Koch-Westenholz|first1=Ulla|last2=Koch|first2=Ulla Susanne|date=1995|title=Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination|page=163|volume=19|series=Carsten Niebuhr Institute Publications|publisher=Museum Tusculanum Press|isbn=87-7289-287-0 }}</ref>
<ref name=space_law09>{{cite book|last1=Lyall|first1=Francis|last2=Larsen|first2=Paul B.|title=Space Law: A Treatise|url=https://archive.org/details/spacelaw00lyal|page=[https://archive.org/details/spacelaw00lyal/page/n190 176]|publisher=Ashgate Publishing, Ltd|date=2009|isbn=0-7546-4390-5|chapter=Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies }}</ref>
<ref name=astrometry05>{{cite web|title=Star naming|date=2005|publisher=Scientia Astrophysical Organization.|url=http://www.astrometry.org/starnaming.php|accessdate=2010-06-29
<ref name=bl_disclaimer>{{cite web|title=Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises|work=British Library|publisher=The British Library Board|url=http://www.bl.uk/names.html|archiveurl=
<ref name=andersen10>{{cite web|first=Johannes|last=Andersen|title=Buying Stars and Star Names|publisher=International Astronomical Union|url=http://www.iau.org/public/buying_star_names/|accessdate=2010-06-24 }}</ref>
<ref name=si30_5>{{cite journal|first=Phil|last=Pliat|title=Name Dropping: Want to Be a Star?|journal=Skeptical Inquirer|volume=30.5|date=September–October 2006|url=http://www.csicop.org/si/show/name_dropping_want_to_be_a_star/|accessdate=2010-06-29 }}</ref>
<ref name=sd19980401>{{cite web|last=Adams|first=Cecil|date=April 1, 1998|title=Can you pay $35 to get a star named after you?|url=http://www.straightdope.com/columns/read/826/can-you-pay-35-to-get-a-star-named-after-you|publisher=The Straight Dope|accessdate=2006-08-13 }}</ref>
<ref name=golden_faflick82>{{cite news|last1=Golden|first1=Frederick|last2=Faflick|first2=Philip|date=January 11, 1982|title=Science: Stellar Idea or Cosmic Scam?|work=Times Magazine|publisher=Time Inc.|url=http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html|accessdate=2010-06-24
<ref name=di_justo20011226>{{cite news|first=Patrick|last=Di Justo|date=December 26, 2001|title=Buy a Star, But It's Not Yours|work=Wired|publisher=Condé Nast Digital|url=http://www.wired.com/techbiz/media/news/2001/12/49345|accessdate=2010-06-29 }}</ref>
<ref name=pliat02>{{cite book|first=Philip C.|last=Plait|authorlink=Philip C. Plait|date=2002|title=[[Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax"]]|pages=
<ref name=sclafani19980508>{{cite news|first=Tom|last=Sclafani|date=May 8, 1998|title=Consumer Affairs Commissioner Polonetsky Warns Consumers: "Buying A Star Won't Make You One"|publisher=National Astronomy and Ionosphere Center, Aricebo Observatory|url=http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html|accessdate=2010-06-24 }}</ref>
<ref name="new cosmos">{{cite book
Baris 722 ⟶ 702:
== Daftar pustaka ==
* {{cite book|first = Cliff|last = Pickover|authorlink = Cliff Pickover|year =2001|title=The Stars of Heaven|url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick|publisher=Oxford University Press|id=ISBN 0-19-514874-6}}
* {{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}}
* {{cite book|first = Stephen|last = Hawking|title=A Brief History of Time|url = https://archive.org/details/briefhistoryofti0000hawk|authorlink = Stephen Hawking|year=1988|publisher=Bantam Books|id=ISBN 0-553-17521-1}}
== Pranala luar ==
* [http://science.howstuffworks.com/star1.htm How Stars Work] at [[HowStuffWorks]]
* [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Query star by identifier, coordinates or reference code]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg
* [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html Star, World Book @ NASA] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050508094147/http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html |date=2005-05-08 }}
* [http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html Portraits of Stars and their Constellations] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20081217010053/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html |date=2008-12-17 }}. University of Illinois
* [http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp How To Decipher Classification Codes]. Astronomical Society of South Australia
{{tata surya}}
{{Authority control}}
[[Kategori:Bintang| ]]
| |||