Bintang: Perbedaan antara revisi

[[Image:Estrellatipos.png|350px|left|thumb|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 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 | title=Stellar Interiors | publisher=Springer | year=2004 | isbn=0-387-20089-4 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book

| first=Martin | last=Schwarzschild | title=Structure and Evolution of the Stars | 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 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>

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" />

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

| last1=Burlaga | first1=L. F. | last2=Ness | first2=N. F. | last3=Acuña | first3=M. H. | last4=Lepping | first4=R. P. | last5=Connerney | first5=J. E. P. | last6=Stone | first6=E. C. | last7=McDonald | first7=F. B.