Bintang: Perbedaan antara revisi

Menurut [[ilmu]] [[astronomi]], definisi bintang adalah:{{cquotequote|Semua benda masif (ber[[massa]]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 memancarkan [[cahaya]] ataumenghasilkan 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 [[CentaurusSentaurus]] berjarak sekitar empat [[tahun cahaya]].

== Sejarah Pengamatanpengamatan ==

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.

}}</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 konsensuskesepakatan di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi pada [[Tata Surya|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>

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 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]], namuntetapi 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/>

| last=Koppes | first=Steve

| title=University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science

| publisher=The University of Chicago News Office

| date=June 20, 2003 | url=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml

| accessdate=2012-06-15 }}

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]].

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 [[sistemBinary biner (astronomi)star|sistem biner]] dapat dihitung dengan mengukur jarak dan kecepatan orbitnya. Efek [[lensa-mikro gravitasi]] dipergunakan untuk mengukur massa bintang tunggal.<ref>

| title=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun

| publisher=Hubble News Desk | date=July 15, 2004 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/

| accessdate=2006-05-24 }}

dimanadi mana ''L'' adalah luminositas, ''σ'' adalah [[tetapan [[Boltzmann|Stefan-Boltzmann,]], ''R'' adalah [[jari-jari]] bintang dan ''T''_''e'' adalah [[temperatur efektif]] 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

| 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

</ref> dan bintang-bintang ini juga menunjukkan [[penggelapan pinggiran]] yang lebih kuat. Penggelapan pinggiran adalah penurunan tingkat kecerahan cahaya pada cakram bintang mendekati daerah pinggirannya.<ref>

[[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&nbsp;parsec (32,6&nbsp;tahun cahaya), sehingga berhubungan langsung dengan luminositas bintang dan menyatakan kecerahan bintang yang sebenarnya.

Matahari memiliki nilai magnitudo semu −26,7, namuntetapi 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, namuntetapi 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>

Kebanyakan parameter-parameter bintang dinyatakan dalam [[satuan SI]], tetapi [[satuan cgs]] kadang-kadang digunakan (misalnya luminositas dinyatakan dalam satuan [[erg]] per detik). Penggunaan satuan cgs lebih bersifat tradisi daripada sebuah konvensi. Namun pada praktiknya seringkalisering kali [[massa]], luminositas dan jari-jari bintang dinyatakan dalam satuan matahari, mengingat [[matahari]] adalah bintang yang paling banyak dipelajari dan diketahui parameter-parameter fisisnya. Untuk matahari, parameter-parameter berikut diketahui:

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

[[File:The sun1.jpg|thumb|right|[[Matahari]] adalah bintang terdekat dengan [[bumi]].]]Hampir semua hal menyangkut sebuah bintang dipengaruhi oleh massa awalnya, termasuk sifat-sifat penting seperti ukuran dan luminositas, demikian juga dengan evolusi, umur dan kondisi akhirnya.

=== Diameter ===

[[FileBerkas:Star-sizes.jpg|leftkiri|thumbjmpl|Bintang sangat beragam ukurannya. Dalam setiap panel pada gambar di atas, objek paling kanan tampil sebagai objek paling kiri pada panel berikutnya. Bumi terletak paling kanan pada panel pertama dan matahari terletak pada urutan kedua dari kanan pada panel ketiga.]]

Karena jaraknya yang sangat jauh dari bumi, semua bintang kecuali matahari terlihat hanya seperti titik yang bersinar di langit malam jika dilihat dengan mata telanjang, dan [[Kelip (astronomi)|berkelip]] akibat efek dari atmosfer bumi. Matahari juga adalah sebuah bintang, namuntetapi berjarak cukup dekat dengan bumi sehingga terlihat seperti cakram di langit serta mampu menerangi bumi. Selain matahari, bintang dengan [[ukuran tampak]] terbesar adalah [[R Doradus]], yang itu pun hanya 0,057 [[detik busur]].<ref>{{cite news | title=The Biggest Star in the Sky | publisher=ESO

| date=March 11, 1997 | url=http://www.eso.org/public/news/eso9706/

| accessdate=2006-07-10 }}</ref>

Cakram sebagian besar bintang terlalu kecil [[diameter sudut]]nya untuk dapat diamati dengan teleskop optis bumi yang ada saat ini, sehingga dibutuhkan teleskop [[interferometer]] untuk menghasilkan citra sebuah bintang. Teknik lain untuk mengukur diameter sudut bintang adalah lewat [[okultasi]]. Dengan mengukur secara tepat penurunan terang cahaya sebuah bintang saat terjadi okultasi dengan [[bulan]] (atau peningkatan terang cahaya bintang saat bintang tersebut muncul kembali), diameter sudut bintang tersebut dapat dihitung.<ref>{{cite journal | last1=Ragland | first1=S. | last2=Chandrasekhar | first2=T.

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>

[[FileBerkas:Pleiades large.jpg|thumbjmpl|rightka|300px|[[Pleiades (gugus bintang)|Pleiades]], sebuah [[gugus terbuka]] di [[rasi bintang]] [[Taurus (rasi bintang)|Taurus]]. Bintang-bintang ini bergerak bersama di angkasa.<ref>{{cite journal

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>

=== Komposisi kimia ===

| 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

| publisher=ScienceDaily | accessdate=2006-10-10 }}</ref> Sebaliknya, bintang kaya logam [[Mu Leonis|&mu;LeonisμLeonis]], memiliki kandungan yang hampir dua kali lipat milik matahari, sedang bintang berplanet [[14 Herculis]], memiliki kandungan yang hampir tiga kali lipat milik matahari.<ref>{{cite journal

| first=David F. | last=Gray | year=1992

| title=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres | pages=413–414

| publisher=Cambridge University Press

| isbn=0-521-40868-7 }}</ref>

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

| 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

| accessdate=2006-08-04 }}</ref> Alasan untuk batas ini belum diketahui secara pasti, tapitetapi sebagiannya disebabkan oleh [[luminositas Eddington]], yaitu jumlah maksimal luminositas yang dapat melewati atmosfer bintang tanpa harus melontarkan gas ke ruang angkasa. Namun, sebuah bintang bernama [[R136a1]] dalam gugus bintang [[RMC136a]], diukur memiliki massa 265&nbsp;kali massa matahari, membuat batas tersebut dipertanyakan.<ref name=eso20100721>{{cite news

| title=Stars Just Got Bigger

| publisher=European Southern Observatory

| date=July 21, 2010

| url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/

| accessdate=2010-17-24 }}</ref> Sebuah penelitian menunjukkan bahwa bintang-bintang dalam gugus bintang [[R136]] yang bermassa lebih besar dari 150&nbsp;kali massa matahari terbentuk akibat tabrakan dan penggabungan bintang-bintang masif dari beberapa [[sistem biner]] yang berdekatan; sehingga bintang-bintang tersebut mampu melewati batas 150&nbsp;kali massa matahari.<ref>{{cite web | work=LiveScience.com | url=http://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 | title=Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash |first1=Natalie | last1=Wolchover | date=August 7, 2012 }}</ref>

[[FileBerkas:Ngc1999.jpg|thumbjmpl|rightka|250px|Nebula [[NGC 1999]] disinari dengan terang oleh V380 Orionis (tengah), sebuah bintang variabel dengan massa sekitar 3,5&nbsp;kali massa matahari. Bagian langit yang hitam adalah lubang besar ruang kosong dan bukannya [[nebula gelap]] seperti yang dikira sebelumnya. ''NASA image'']]

| title=Ferreting Out The First Stars

| publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

| date=September 22, 2005 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html

| accessdate=2006-09-05 }}</ref> akibat tiadanya unsur yang lebih berat dari [[litium]] dalam kandungannya. Namun, generasi bintang-bintang [[bintang populasi III|populasi III]] yang masif ini sudah lama punah dan hanya ada secara teoritisteoretis.

| title=Weighing the Smallest Stars | publisher=ESO

| date=January 1, 2005 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0503/

[[FileBerkas:suaur.jpg|thumbjmpl|220px|Medan magnet permukaan [[SU Aurigae|SU&nbsp;Aur]] (sebuah bintang muda jenis [[Bintang T Tauri|T Tauri]]), gambar dihasilkan lewat [[pencitraan Zeeman-Doppler]]]]

| 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&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 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/

| accessdate=2006-10-03 }}</ref> Laju rotasi bintang pulsar akan perlahan melambat akibat emisi radiasi.

|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, namuntetapi 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>

Sebagian besar bintang berumur antara 1–10&nbsp;miliar tahun. Beberapa bintang mungkin bahkan berumur mendekati 13,8&nbsp;miliar tahun–[[umur alam semesta|umur teramati alam semesta]]. Bintang tertua yang ditemukan hingga saat ini, [[HE 1523-0901|HE&nbsp;1523-0901]], diperkirakan berumur 13,2&nbsp;miliar tahun.<ref>{{cite news | display-authors=1

| last1=Frebel | first1=A. | last2=Norris | first2=J. E. | last3=Christlieb | first3=N. | last4=Thom | first4=C. |last5=Beers | first5=T. C. | last6=Rhee | first6=J

| title=Nearby Star Is A Galactic Fossil

| publisher=Science Daily | date=May 11, 2007

| url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm

| accessdate=2007-05-10

| year=1891–2 | volume=45 | pages=427–8 | doi = 10.1038/045427a0 |bibcode = 1892Natur..45..427F }}</ref> Pada saat itu belum diketahui bahwa yang paling berpengaruh terhadap kekuatan garis hidrogen adalah suhu; kekuatan garis hidrogen mencapai puncaknya pada suhu 9.000 K (8.730 &nbsp;°C) dan melemah baik pada suhu yang lebih tinggi maupun rendah. Saat sistem klasifikasi diatur ulang berdasarkan suhu, bentuknya semakin mendekati sistem modern yang kita pergunakan saat ini.<ref name=carlos>{{cite book

| 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=31–48[https://archive.org/details/classificationof0000jasc/page/31 31]–48

| isbn=0-521-38996-8 }}</ref>

| first=Alan M | last =MacRobert Alan M

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 :

Sebagian besar bintang masuk dalam [[deret utama]] yang terdiri dari bintang-bintang [[proses pembakaran hidrogen|pembakar hidrogen]] biasa. Bintang-bintang ini membentuk pita diagonal tipis dalam grafik bintang berdasarkan magnitudo absolutnya dan jenis spektrumnya ([[diagram Hertzsprung-Russell]]).<ref name="spectrum" /> Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem klasifikasi di atas. [[Matahari]] kita misalnya, adalah sebuah bintang katai kuning deret utama kelas '''G2V''' yang memiliki suhu dan ukuran sedang.

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

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

Bintang-bintang tidak menyebar secara merata di alam semesta, tapitetapi 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.

[[Gravitasi]] mengambil peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam awan molekul yang dapat memiliki massa ribuan kali Matahari. Ketidakstabilan ini seringkalisering kali dipicu oleh gelombang kejut dari [[supernova]] atau tumbukan antara dua [[galaksi]]. Sekali sebuah wilayah mencapai [[kerapatan]] materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya [[instabilitas Jeans]], awan tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.

Berdasarkan syarat instabilitas Jeans, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, melainkan dalam kelompok yang berasal dari suatu keruntuhan di suatu awan molekul yang besar, kemudian terpecah menjadi konglomerasi individual. Hal ini didukung oleh pengamatan dimanadi mana banyak bintang berusia sama tergabung dalam gugus atau asosiasi bintang.

Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu dan gas yang padat yang disebut sebagai [[globula Bok]]. Globula Bok ini dapat memiliki massa hingga 50 kali Matahari. Runtuhnya globula membuat bertambahnya kerapatan. Pada proses ini energi gravitasi diubah menjadi energi panas sehingga temperatur meningkat. Ketika awan protobintang ini mencapai [[kesetimbangan hidrostatik]], sebuah [[protobintang]] akan terbentuk di intinya. [[Bintang pra deret utama]] ini seringkalisering kali dikelilingi oleh [[piringan protoplanet]]. Pengerutan atau keruntuhan awan molekul ini memakan waktu hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang mencapai kisaran 10 juta kelvin, hidrogen di inti 'terbakar' menjadi helium dalam suatu reaksi termonuklir. Reaksi nuklir di dalam inti bintang menyuplai cukup energi untuk mempertahankan tekanan di pusat sehingga proses pengerutan berhenti. Protobintang kini memulai kehidupan baru sebagai bintang [[deret utama]].

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]].

== Bintang variabel ==

[[FileBerkas:Mira 1997.jpg|rightka|thumbjmpl|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>

== Struktur ==

[[ImageBerkas:EstrellatiposStar types.pngsvg|350px|leftkiri|thumbjmpl|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>

[[FileBerkas:Sun parts big.jpg|thumbjmpl|360px|rightka|Diagram ini menunjukkan bagian dalam [[matahari]]. ''citra NASA.'']]

Di atas fotosfer adalah [[atmosfer bintang]]. Pada bintang deret utama seperti matahari, bagian terbawah atmosfer merupakan daerah [[kromosfer]] yang tipis tempat munculnya [[spikula matahari|spikula]] dan dimulainya [[semburan matahari|semburan bintang]]. Kromosfer ini dikelilingi oleh daerah transisi, di mana suhu meningkat dengan cepat dalam jarak hanya 100 &nbsp;km. Di luarnya adalah [[korona]], volume plasma maha panas yang dapat menjangkau ke luar hingga beberapa juta kilometer.<ref>{{cite press release

Dari korona, [[angin bintang]] bermuatan partikel plasma mengembang keluar dari bintang, menyebar hingga berinteraksi dengan [[medium antarbintang]]. Untuk Mataharimatahari, pengaruh [[angin surya]]nya meluas hingga ke seluruh wilayah [[heliosfer]] yang berbentuk gelembung.<ref>{{cite journal | display-authors=1

{{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}}

* {{cite book | first = John Cliff| last = Gribbin Pickover| authorlink = John GribbinCliff Pickover|year coauthors=Mary Gribbin | year=2001 | title=Stardust:The SupernovaeStars andof LifeHeaven|url — The Cosmic Connection= https://archive.org/details/starsofheaven00pick| publisher=YaleOxford University Press | id=ISBN 0-30019-09097514874-86}}

* {{cite book | first = Stephen John| last = Hawking Gribbin|authorlink title=A BriefJohn HistoryGribbin|coauthors=Mary ofGribbin|year=2001|title=Stardust: TimeSupernovae |and authorlinkLife =— StephenThe HawkingCosmic Connection|url year=1988 https://archive.org/details/stardustsupernov0000john| publisher=BantamYale BooksUniversity Press| id=ISBN 0-553300-1752109097-18}}

* [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