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.

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]].

Bintang-bintang telah menjadi bagian dari setiap kebudayaan. Bintang-bintang digunakan dalam praktik-praktik keagamaan, dalam [[navigasi]], dan ber[[pertanian|cocok tanam]]. [[Kalender Gregorian]], yang digunakan hampir di semua bagian dunia, adalah [[Kalender surya|kalender Matahari]], mendasarkan diri pada posisi [[Bumi]] relatif terhadap bintang terdekat, [[matahari]]Matahari.

[[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 matahariMatahari-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 mencapaimendapat [[konsensus]]kesepakatan di antara para [[astronom]]. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan [[gravitasi]] pada [[tata surya]], [[Isaac Newton]] mengusulkan bahwa bintang-bintang terdistribusitersebar secara merata di seluruh langit, sebuah idegagasan yang berasal dari teolog [[Richard Bentley]].<ref>{{cite web | last = Hoskin | first = Michael | year=1998 | url = http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html | title = The Value of Archives in Writing the History of Astronomy | publisher = Space Telescope Science Institute | accessdate = 2006-08-24 }}</ref>

[[William Herschel]] adalah astronom pertama yang mencoba menentukan distribusisebaran bintang di langit. Selama 1780an ia melakukan pencacahan di sekitar 600 daerah langit berbeda. Ia kemudian menyimpulkan bahwa jumlah bintang bertambah secara tetap ke suatu arah langit, yakni pusat [[galaksi]] [[Bima Sakti]]. Putranya [[John Herschel]] mengulangi pekerjaan yang sama di hemisferbelahan bumi langit sebelah selatan dan menemukan hasil yang sama.<ref>{{cite journal | last=Proctor | first=Richard A. | title=Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature | year=1870 | pages=331-333 | url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M }}</ref> Selain itu William Herschel juga menemukan bahwa beberapa pasangan bintang bukanlah bintang-bintang yang secara kebetulan berada dalam satu arah garis pandang, melainkan mereka memang secara fisik berpasangan membentuk sistem [[bintang ganda]].

KonsepGagasan [[rasi bintang]] telah dikenal sejak zaman [[Babilonia]]. Para pengamat langit kuno membayangkan pola tertentu terbentuk oleh susunan bintang yang menonjol, dan menghubungkannya dengan aspekcara tertentu dari [[alam]] atau [[mitologi]] mereka. Dua belas dari susunan ini terletak pada garis [[ekliptika]] dan menjadi dasar bagi [[astrologi]].<ref name=koch95/> Banyak pula bintang-bintang individu yang menonjol diberi nama tersendiri, khususnya dengan penamaan [[bahasa Arab|Arab]] atau [[bahasa latin|Latin]].

| 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 sistemtata penomoran berdasarkan [[asensio rekta]] bintang diciptakan oleh [[John Flamsteed]] dan ditambahkan ke katalog bintang dalam bukunya ''"Historia coelestis Britannica"'' (edisi tahun 1712). SistemTata penomorannomor ini nantinya akan dikenal sebagai ''Penamaan Flamsteed'' atau ''Penomoran Flamsteed''.<ref>{{cite web

Satu-satunya otoritas yang diakui secara [[internasional]] dalam penamaan benda angkasa adalah [[Persatuan Astronomi Internasional]] (''International Astronomical Union'', IAU).<ref name=space_law09/> Terdapat sejumlah perusahaan swasta yang menjual nama-nama bintang, yang menurut [[Perpustakaan Britania]] merupakan perusahaan [[komersial]] [[regulasi|tak teregulasi]].<ref name=astrometry05/><ref name=bl_disclaimer/> Namun IAU telah memutuskan hubungan dengan praktik komersial ini, dan nama-nama tersebut tidak diakui dan tidak dipergunakan oleh IAU.<ref name=andersen10/> Salah satu perusahaan penamaan yang demikian adalah ''[[International Star Registry]]'' (ISR) yang pada tahun 1980-an dituduh melakukan praktik penipuan karena membuat seolah-olah nama-nama yang mereka berikan resmi. Praktik ISR yang sudah berhenti ini secara informal dilabeli sebagai penipuan dan kecurangan,<ref name=si30_5/><ref name=sd19980401/><ref name=golden_faflick82/><ref name=di_justo20011226/> dan Departemen Urusan Konsumen Kota [[New York]] menerbitkan sebuah peringatan bagi ISR karena melakukan praktik dagang yang menyesatkan.<ref name=pliat02/><ref name=sclafani19980508/>

[[Energi]] yang dihasilkan oleh [[bintang]] dari [[fusi nuklir]] memancar ke [[ruang angkasa]] dalam bentuk [[radiasi elektromagnetik]] dan [[radiasi partikel]]. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang terwujud dalam bentuk [[angin bintang]],<ref>

</ref> yang mengalirkan [[proton]] bebas, [[partikel alfa]] bermuatan listrik, dan [[partikel beta]] dari lapisan luar bintang. Terdapat juga aliran tetap [[neutrino]] yang berasal dari [[inti bintang]], walaupun neutrino-neutrino ini hampir tidak bermassa.

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 [[orbit]]nyaorbitnya. Efek [[lensa-mikro gravitasi]] dipergunakan untuk mengukur massa [[bintang tunggal]].<ref>

[[Luminositas]] bintang adalah jumlah [[cahaya]] dan bentuk [[energi radiasi]] lainnya yang dipancarkan oleh bintang per satuan waktu. Luminositas bintang diukur dalam satuan [[daya]] ([[watt]]). Luminositas bintang ditentukan oleh ukuran jari-jari dan [[suhu]] permukaannya. Dengan menganggap bahwa sebuah bintang adalah [[benda hitam]] sempurna, maka luminositasnya adalah:

: <math>L = 4 \πpi R²^2 \sigma T_{e}⁴^4 </math>

: <math>E = \frac {L} {4 \πpi d²^2} </math>

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 [[ekuator]]nyaekuatornya.<ref>{{cite news

|author=Staff|date=January 10, 2006

[[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 [[cahaya]]nyacahayanya saat melintasi [[atmosfer]] [[bumi]]. Magnitudo mutlak atau magnitudo intrinsik adalah magnitudo semu sebuah bintang jika jarak antara bumi dengan bintang tersebut adalah 10&nbsp;parsec (32,6&nbsp;[[tahun cahaya]] ), sehingga berhubungan langsung dengan luminositas bintang dan menyatakan kecerahan bintang yang sebenarnya.

Walau keduanya bergantung pada luminositas dan jarak bintang dari bumi, magnitudo mutlak sebuah bintang (''M'') tidaklah sama dengan magnitudo semunya (''m'').<ref name="luminosity" /> Sebagai contoh, bintang [[sirius]]Sirius yang terang memiliki nilai magnitudo semu −1,44, memiliki nilai magnitudo mutlak +1,41.

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>

Ukuran panjang yang sangat besar, misalnya panjang [[sumbu semi-mayor]] orbit sistemtata bintang ganda, sering kali dinyatakan dalam [[satuan astronomi]] (''AU = astronomical unit''), yaitu jarak rata-rata antara bumi dan matahari.

Ukuran bintang sangat beragam, mulai dari [[bintang neutron]], yang hanya berdiameter antara 20 sampai 40&nbsp;km, hingga bintang [[maharaksasa]] seperti [[Betelgeuse]] di [[Orion|rasi bintang Orion]], yang berdiameter sekitar 650 kali diameter matahari atau sekitar 900&nbsp;juta&nbsp;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>

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]].

| 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>

|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

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>

|accessdate=2007-10-09
|last=Strobel
|first=Nick

|date=August 20, 2007
|work=Astronomy Notes

|archiveurl=httphttps://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm

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

| first=Alan M | last =MacRobert Alan M

| url = http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html

| title = The Spectral Types of Stars

| publisher = Sky and Telescope

| 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.

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 kerdilkatai putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar dari [[matahari]], bintang tersebut akan membentuk [[superraksaksa merah]]. [[Superraksaksa merah]] ini kemudiannya membentuk [[Nova]] atau [[Supernova]] dan kemudiannya membentuk [[bintang neutron]] atau [[Lubang hitam]].

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>

[[Berkas:EstrellatiposStar types.pngsvg|350px|kiri|jmpl|Struktur bagian dalam bintang [[deret utama]], zona konveksi ditunjukkan dengan lingkaran bertanda panah dan zona radiasi dengan panah merah. Sebelah kiri adalah [[katai merah]] '''bermassa rendah''', di tengah adalah [[katai kuning]] '''berukuran sedang''' dan di sebelah kanan [[klasifikasi bintang|bintang deret utama biru-putih]] '''masif'''.]]

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=32–33[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>

{{Multiple image|direction=vertical|align=right|image1=FusionintheSunFusion in the Sun.svg|image2=CNO Cycle.svg|width=200|caption1=Diagram rantai proton-proton|caption2=Siklus karbon-nitrogen-oksigen}}

<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 |archive-date=2015-10-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20151018221740/http://www.astrometry.org/starnaming.php|dead-url=yes}}</ref>

<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=httphttps://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html|archivedate=2010-01-19|accessdate=2010-06-29 |dead-url=yes}}</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 |archive-date=2013-08-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20130825182125/http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html|dead-url=yes}}</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=237–240[https://archive.org/details/badastronomy00plai/page/n247 237]–240|publisher=John Wiley and Sons|isbn=0-471-40976-6 }}</ref>

* {{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}}

* [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