A star is a luminous spheroid of plasma held together by self-gravity.
Bintang adalah sebuah sferoid bercahaya yang terbuat dari plasma dan disatukan oleh gravitasi mandiri.
The nearest star to Earth is the Sun.
Bintang terdekat dengan Bumi adalah Matahari.
Many other stars are visible to the naked eye at night; their immense distances from Earth make them appear as fixed points of light.
Banyak bintang lain yang dapat terlihat oleh mata telanjang di malam hari; jaraknya yang sangat jauh dari Bumi membuatnya tampak sebagai titik-titik cahaya yang tetap.
The most prominent stars have been categorised into constellations and asterisms, and many of the brightest stars have proper names.
Bintang-bintang yang paling menonjol telah dikelompokkan ke dalam berbagai rasi bintang dan asterisme, dan banyak bintang paling terang memiliki nama diri.
Astronomers have assembled star catalogues that identify the known stars and provide standardized stellar designations.
Para astronom telah menyusun katalog bintang yang mengidentifikasi bintang-bintang yang diketahui dan memberikan penamaan bintang yang terstandardisasi.
The observable universe contains an estimated 1022 to 1024 stars.
Alam semesta teramati diperkirakan memiliki sekitar 1022 hingga 1024 bintang.
Only about 4,000 of these stars are visible to the naked eye—all within the Milky Way galaxy.
Hanya sekitar 4.000 dari bintang-bintang ini yang terlihat oleh mata telanjang—semuanya berada di dalam galaksi Bima Sakti.
A star's life begins with the gravitational collapse of a gaseous nebula of material largely comprising hydrogen, helium, and traces of heavier elements.
Siklus hidup sebuah bintang dimulai dengan keruntuhan gravitasi dari sebuah nebula gas yang materinya sebagian besar terdiri atas hidrogen, helium, dan sedikit unsur-unsur yang lebih berat.
A star shines for most of its active life due to the thermonuclear fusion of hydrogen into helium in its core.
Sebuah bintang bersinar di sebagian besar masa aktifnya berkat fusi termonuklir hidrogen menjadi helium di intinya.
This process releases energy that traverses the star's interior and radiates into outer space.
Proses ini melepaskan energi yang melintasi bagian dalam bintang dan memancar ke luar angkasa.
At the end of a star's lifetime, fusion ceases and its core becomes a stellar remnant: a white dwarf, a neutron star, or—if it is sufficiently massive—a black hole.
Pada akhir masa hidup sebuah bintang, fusi berhenti dan intinya menjadi sebuah sisa bintang: katai putih, bintang neutron, atau—jika massanya cukup besar—sebuah lubang hitam.
Stellar nucleosynthesis in stars or their remnants creates almost all naturally occurring chemical elements heavier than lithium.
Nukleosintesis bintang pada bintang ataupun sisanya menciptakan hampir semua unsur kimia alami yang lebih berat daripada litium.
Stellar mass loss or supernova explosions return chemically enriched material to the interstellar medium.
Kehilangan massa bintang atau ledakan supernova mengembalikan materi yang telah diperkaya secara kimiawi ini ke medium antarbintang.
These elements are then recycled into new stars.
Unsur-unsur ini kemudian didaur ulang menjadi bintang-bintang baru.
Astronomers can determine stellar properties—including mass, age, metallicity (chemical composition), variability, distance, and motion through space—by carrying out observations of a star's apparent brightness, spectrum, and changes in its position in the sky over time.
Para astronom dapat menentukan sifat-sifat bintang—termasuk massa, usia, metalisitas (komposisi kimia), variabilitas, jarak, dan pergerakannya melintasi ruang angkasa—dengan mengamati kecerahan semu, spektrum, dan perubahan posisinya di langit seiring berjalannya waktu.
Stars can form orbital systems with other astronomical objects, as in planetary systems and star systems with two or more stars.
Bintang dapat membentuk sistem orbital bersama objek-objek astronomi lainnya, seperti pada sistem keplanetan maupun sistem bintang dengan dua bintang atau lebih.
When two such stars orbit closely, their gravitational interaction can significantly impact their evolution.
Ketika dua bintang semacam itu mengorbit dalam jarak dekat, interaksi gravitasi keduanya dapat memengaruhi evolusinya secara signifikan.
Stars often form part of much larger gravitationally bound structures, such as star clusters and galaxies.
Bintang sering kali membentuk bagian dari struktur terikat gravitasi yang jauh lebih besar, seperti gugus bintang dan galaksi.
Historically, stars have been important to civilizations throughout the world.
Secara historis, bintang-bintang memiliki peran penting bagi peradaban di seluruh dunia.
Early astronomers recognized a difference between "fixed stars", whose position on the celestial sphere does not change, and "wandering stars" (planets), which move noticeably relative to the fixed stars over days or weeks.
Para astronom awal menyadari adanya perbedaan antara "bintang tetap", yang posisinya di bola langit tidak berubah, dan "bintang pengembara" (planet), yang bergerak secara nyata relatif terhadap bintang tetap selama beberapa hari atau minggu.
By convention, astronomers grouped prominent stars into asterisms and constellations and used them to track the motions of the planets and the inferred position of the Sun.
Berdasarkan kesepakatan, para astronom mengelompokkan bintang-bintang yang menonjol ke dalam asterisme dan rasi bintang serta menggunakannya untuk melacak pergerakan planet dan posisi lintasan Matahari.
The motion of the Sun against the background stars (and the horizon) was used to create calendars, which could be used to regulate agricultural practices.
Pergerakan Matahari terhadap bintang-bintang latar belakang (dan ufuk) digunakan untuk membuat penanggalan surya, yang dapat digunakan untuk mengatur praktik pertanian.
The Gregorian calendar, currently used nearly everywhere in the world, is a solar calendar based on the angle of the Earth's rotational axis relative to its local star, the Sun.
Kalender Gregorius, yang saat ini digunakan di hampir seluruh bagian dunia, adalah sebuah kalender surya yang didasarkan pada sudut sumbu rotasi Bumi relatif terhadap bintang terdekatnya, yakni Matahari.
The oldest accurately dated star chart was the result of ancient Egyptian astronomy in 1534 BC.
Peta bintang bertanggal akurat tertua adalah hasil dari astronomi Mesir kuno pada tahun 1534 SM.
The earliest known star catalogues were compiled by the ancient Babylonian astronomers of Mesopotamia in the late 2nd millennium BC, during the Kassite Period (c. 1531 BC – c. 1155 BC).
Katalog bintang tertua yang diketahui disusun oleh para astronom kuno Babilonia di Mesopotamia pada akhir milenium ke-2 SM, selama Periode Kassita (ca 1531 SM–ca 1155 SM).
The first star catalogue in Greek astronomy was created by Aristillus in approximately 300 BC, with the help of Timocharis.
Katalog bintang pertama dalam astronomi Yunani Kuno dibuat oleh Aristillus pada sekitar tahun 300 SM, dengan bantuan Timocharis.
The star catalog of Hipparchus (2nd century BC) included 1,020 stars, and was used to assemble Ptolemy's star catalogue.
Katalog bintang buatan Hipparchus (abad ke-2 SM) mencakup 1.020 bintang, dan digunakan untuk menyusun katalog bintang milik Ptolemeus.
Hipparchus is known for the discovery of the first recorded nova (new star).
Hipparchus dikenal atas penemuan nova (bintang baru) pertama yang tercatat dalam sejarah.
Many of the constellations and star names in use today derive from Greek astronomy.
Banyak rasi bintang dan nama bintang yang digunakan saat ini berasal dari astronomi Yunani.
Despite the apparent immutability of the heavens, Chinese astronomers were aware that new stars could appear.
Terlepas dari langit yang tampak tidak berubah, para astronom Tiongkok menyadari bahwa bintang baru dapat saja muncul.
In 185 AD, they were the first to observe and write about a supernova, now known as SN 185.
Pada tahun 185 M, mereka menjadi yang pertama kali mengamati dan menulis tentang sebuah supernova, yang kini dikenal sebagai SN 185.
The brightest stellar event in recorded history was the SN 1006 supernova, which was observed in 1006 and written about by the Egyptian astronomer Ali ibn Ridwan and several Chinese astronomers.
Peristiwa bintang paling terang dalam sejarah yang tercatat adalah supernova SN 1006, yang diamati pada tahun 1006 dan ditulis oleh astronom Mesir Ali bin Ridwan serta sejumlah astronom Tiongkok.
The SN 1054 supernova, which gave birth to the Crab Nebula, was also observed by Chinese and Islamic astronomers.
Supernova SN 1054, yang melahirkan Nebula Kepiting, juga diamati oleh para astronom Tiongkok dan Islam.
Medieval Islamic astronomers gave Arabic names to many stars that are still used today and they invented numerous astronomical instruments that could compute the positions of the stars.
Para astronom Islam abad pertengahan memberikan nama-nama Arab ke banyak bintang yang masih digunakan hingga saat ini dan mereka menemukan berbagai instrumen astronomi yang dapat menghitung posisi bintang-bintang tersebut.
They built the first large observatory research institutes, mainly to produce Zij star catalogues.
Mereka membangun institut penelitian observatorium besar untuk pertama kalinya, terutama untuk menghasilkan katalog bintang Zij.
According to A. Zahoor, in the 11th century, the Persian polymath scholar Abu Rayhan Biruni described the Milky Way galaxy as a multitude of fragments having the properties of nebulous stars, and gave the latitudes of various stars during a lunar eclipse in 1019.
Menurut A. Zahoor, pada abad ke-11, cendekiawan polimatik Persia Abu Rayhan Al-Biruni menggambarkan galaksi Bima Sakti sebagai sekumpulan fragmen yang memiliki sifat-sifat bintang nebulous, dan memberikan garis lintang dari berbagai bintang selama terjadinya gerhana bulan pada tahun 1019.
According to Josep Puig, the Andalusian astronomer Ibn Bajjah proposed that the Milky Way was made up of many stars that almost touched one another and appeared to be a continuous image due to the effect of refraction from sublunary material, citing his observation of the conjunction of Jupiter and Mars on 500 AH (1106/1107 AD) as evidence.
Menurut Josep Puig, astronom Andalusia Ibnu Bajjah mengusulkan bahwa Bima Sakti terdiri dari banyak bintang yang hampir saling bersentuhan dan tampak sebagai citra yang berkesinambungan akibat efek pembiasan dari material sublunar, dengan mengutip pengamatannya terhadap konjungsi Jupiter dan Mars pada tahun 500 H (1106/1107 M) sebagai bukti.
Early European astronomers such as Tycho Brahe identified new stars in the night sky (later termed novae), suggesting that the heavens were not immutable.
Para astronom Eropa awal seperti Tycho Brahe mengidentifikasi bintang-bintang baru di langit malam (yang kemudian disebut novae), menunjukkan bahwa langit bukannya tidak dapat berubah.
In 1584, Giordano Bruno suggested that the stars were like the Sun, and may have other planets, possibly even Earth-like, in orbit around them, an idea that had been suggested earlier by the ancient Greek philosophers, Democritus and Epicurus, and by medieval Islamic cosmologists such as Fakhr al-Din al-Razi.
Pada tahun 1584, Giordano Bruno mengusulkan bahwa bintang-bintang itu seperti Matahari, dan mungkin memiliki planet lain, bahkan mungkin menyerupai Bumi, yang mengorbit di sekitarnya, sebuah gagasan yang sebelumnya telah diusulkan oleh para filsuf Yunani Kuno, Demokritos dan Epikuros, serta oleh para kosmolog Islam abad pertengahan seperti Fakhruddin Ar-Razi.
By the following century, the idea of the stars being the same as the Sun was reaching a consensus among astronomers.
Pada abad berikutnya, gagasan bahwa bintang adalah benda yang sama dengan Matahari mulai mencapai konsensus di kalangan astronom.
To explain why these stars exerted no net gravitational pull on the Solar System, Isaac Newton suggested that the stars were equally distributed in every direction, an idea prompted by the theologian Richard Bentley.
Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi bersih pada Tata Surya, Isaac Newton berpendapat bahwa bintang-bintang tersebar secara merata di segala arah, sebuah gagasan yang didorong oleh teolog Richard Bentley.
The Italian astronomer Geminiano Montanari recorded observing variations in luminosity of the star Algol in 1667.
Astronom Italia Geminiano Montanari mencatat pengamatan terhadap variasi luminositas bintang Algol pada tahun 1667.
Edmond Halley published the first measurements of the proper motion of a pair of nearby "fixed" stars, demonstrating that they had changed positions since the time of the ancient Greek astronomers Ptolemy and Hipparchus.
Edmond Halley menerbitkan pengukuran pertama mengenai gerak diri dari sepasang bintang "tetap" yang berdekatan, yang menunjukkan bahwa mereka telah berpindah posisi sejak zaman astronom Yunani Kuno Ptolemeus dan Hipparchus.
William Herschel was the first astronomer to attempt to determine the distribution of stars in the sky.
William Herschel adalah astronom pertama yang berupaya menentukan distribusi bintang-bintang di langit.
During the 1780s, he established a series of gauges in 600 directions and counted the stars observed along each line of sight.
Selama dekade 1780-an, ia menetapkan serangkaian alat pengukur di 600 arah dan menghitung bintang-bintang yang diamati di sepanjang setiap garis pandang.
From this, he deduced that the number of stars steadily increased toward one side of the sky, in the direction of the Milky Way core.
Dari hal ini, ia menyimpulkan bahwa jumlah bintang terus meningkat ke arah salah satu sisi langit, tepatnya ke arah inti Bima Sakti (Pusat Galaksi).
His son John Herschel repeated this study in the southern hemisphere and found a corresponding increase in the same direction.
Putranya, John Herschel, mengulangi penelitian ini di belahan bumi selatan dan menemukan peningkatan serupa ke arah yang sama.
In addition to his other accomplishments, William Herschel is noted for his discovery that some stars do not merely lie along the same line of sight, but are physical companions that form binary star systems.
Selain pencapaiannya yang lain, William Herschel juga dikenal atas penemuannya bahwa beberapa bintang tidak sekadar berada pada garis pandang yang sama, melainkan merupakan pendamping fisik yang membentuk sistem bintang biner.
The science of stellar spectroscopy was pioneered by Joseph von Fraunhofer and Angelo Secchi.
Ilmu spektroskopi bintang dipelopori oleh Joseph von Fraunhofer dan Angelo Secchi.
By comparing the spectra of stars such as Sirius to the Sun, they found differences in the strength and number of their absorption lines—the dark lines in stellar spectra caused by the atmosphere's absorption of specific frequencies.
Dengan membandingkan spektrum bintang seperti Sirius dengan spektrum Matahari, mereka menemukan perbedaan dalam hal kekuatan dan jumlah garis absorpsinya—garis-garis gelap dalam spektrum bintang yang disebabkan oleh penyerapan frekuensi spesifik oleh atmosfer.
In 1865, Secchi began classifying stars into spectral types.
Pada tahun 1865, Secchi mulai mengklasifikasikan bintang ke dalam berbagai tipe spektrum.
The modern version of the stellar classification scheme was developed by Annie J. Cannon during the early 1900s.
Skema klasifikasi bintang versi modern dikembangkan oleh Annie J. Cannon pada awal tahun 1900-an.
The first direct measurement of the distance to a star (61 Cygni at 11.4 light-years) was made in 1838 by Friedrich Bessel using the parallax technique.
Pengukuran jarak secara langsung untuk pertama kalinya terhadap sebuah bintang (61 Cygni sejauh 11,4 tahun cahaya) dilakukan pada tahun 1838 oleh Friedrich Bessel menggunakan teknik paralaks.
Observation of double stars gained increasing importance during the 19th century.
Pengamatan terhadap bintang ganda menjadi semakin penting selama abad ke-19.
In 1834, Friedrich Bessel observed changes in the proper motion of the star Sirius and inferred a hidden companion.
Pada tahun 1834, Friedrich Bessel mengamati perubahan pada gerak diri bintang Sirius dan menyimpulkan adanya bintang pendamping yang tersembunyi.
Edward Pickering discovered the first spectroscopic binary in 1899 when he observed the periodic splitting of the spectral lines of the star Mizar in a 104-day period.
Edward Pickering menemukan biner spektroskopi pertama pada tahun 1899 ketika ia mengamati pemisahan periodik dari garis spektrum bintang Mizar dalam periode 104 hari.
Detailed observations of many binary star systems were collected by astronomers such as Friedrich Georg Wilhelm von Struve and S. W. Burnham, allowing the masses of stars to be determined from computation of orbital elements.
Pengamatan mendetail dari banyak sistem bintang biner dikumpulkan oleh para astronom seperti Friedrich Georg Wilhelm von Struve dan S. W. Burnham, yang memungkinkan massa bintang dapat ditentukan dari perhitungan elemen orbit.
The first solution to the problem of deriving an orbit of binary stars from telescope observations was made by Felix Savary in 1827.
Solusi pertama bagi masalah dalam menurunkan orbit bintang biner dari pengamatan teleskop dibuat oleh Felix Savary pada tahun 1827.
The twentieth century saw increasingly rapid advances in the scientific study of stars.
Abad kedua puluh menyaksikan kemajuan yang semakin pesat dalam kajian ilmiah mengenai bintang.
The photograph became a valuable astronomical tool.
Fotografi menjadi alat bantu astronomi yang sangat berharga.
Karl Schwarzschild discovered that the color of a star and, hence, its temperature, could be determined by comparing the visual magnitude against the photographic magnitude.
Karl Schwarzschild menemukan bahwa warna sebuah bintang dan, karenanya, suhu bintang tersebut, dapat ditentukan dengan membandingkan magnitudo visual dengan magnitudo fotografis.
The development of the photoelectric photometer allowed precise measurements of magnitude at multiple wavelength intervals.
Perkembangan fotometer fotolistrik memungkinkan dilakukannya pengukuran magnitudo secara akurat pada beberapa interval panjang gelombang.
In 1921 Albert A. Michelson made the first measurements of a stellar diameter using an interferometer on the Hooker telescope at Mount Wilson Observatory.
Pada tahun 1921, Albert A. Michelson melakukan pengukuran diameter bintang untuk pertama kalinya menggunakan interferometer pada teleskop Hooker di Observatorium Mount Wilson.
Important theoretical work on the physical structure of stars occurred during the first decades of the twentieth century.
Pekerjaan teoretis yang penting mengenai struktur fisik bintang terjadi selama dekade-dekade pertama abad kedua puluh.
In 1913, the Hertzsprung–Russell diagram was developed, propelling the astrophysical study of stars.
Pada tahun 1913, diagram Hertzsprung–Russell dikembangkan, yang mendorong kajian astrofisika tentang bintang.
Successful models were developed to explain the interiors of stars and stellar evolution.
Model-model yang sukses dikembangkan untuk menjelaskan bagian dalam bintang maupun evolusi bintang.
Cecilia Payne-Gaposchkin first proposed that stars were made primarily of hydrogen and helium in her 1925 PhD thesis.
Cecilia Payne-Gaposchkin adalah orang pertama yang mengusulkan bahwa bintang-bintang utamanya terbuat dari hidrogen dan helium dalam tesis PhD-nya pada tahun 1925.
The spectra of stars were further understood through advances in quantum physics.
Spektrum bintang semakin dipahami lebih jauh melalui berbagai kemajuan dalam fisika kuantum.
This allowed the chemical composition of the stellar atmosphere to be determined.
Hal ini memungkinkan komposisi kimiawi dari atmosfer bintang dapat ditentukan.
With the exception of rare events such as supernovae and supernova impostors, individual stars have primarily been observed in the Local Group, and especially in the visible part of the Milky Way (as demonstrated by the detailed star catalogues available for the Milky Way galaxy) and its satellites.
Terkecuali kejadian-kejadian langka seperti supernova maupun supernova palsu, bintang-bintang tunggal utamanya telah diamati di Grup Lokal, dan khususnya di bagian Bima Sakti yang tampak (sebagaimana ditunjukkan oleh katalog bintang terperinci yang tersedia untuk galaksi Bima Sakti) beserta satelit-satelitnya.
Individual stars such as Cepheid variables have been observed in the M87 and M100 galaxies of the Virgo Cluster, as well as luminous stars in some other relatively nearby galaxies.
Bintang-bintang tunggal seperti variabel Cepheid telah diamati di galaksi M87 dan M100 dari Gugus Virgo, serta bintang-bintang bercahaya di beberapa galaksi lain yang jaraknya relatif berdekatan.
With the aid of gravitational lensing, a single star (named Icarus) has been observed at 9 billion light-years away.
Dengan bantuan pelensaan gravitasi, sebuah bintang tunggal (yang diberi nama Icarus) telah diamati pada jarak sejauh 9 miliar tahun cahaya.
Ancient sky watchers imagined that prominent arrangements of stars formed patterns, and they associated these with particular aspects of nature or their myths.
Para pengamat langit zaman kuno membayangkan bahwa susunan bintang yang mencolok membentuk pola-pola tertentu, dan mereka mengaitkannya dengan aspek-aspek alam atau mitos mereka.
Twelve of these formations lay along the band of the ecliptic and these became the basis of astrology.
Dua belas dari formasi ini terletak di sepanjang sabuk ekliptika dan formasi-formasi ini menjadi dasar bagi astrologi.
Many of the more prominent individual stars were given names, particularly with Arabic or Latin designations.
Banyak bintang tunggal yang lebih menonjol diberi nama, terutama dengan penamaan dari bahasa Arab atau Latin.
As well as certain constellations and the Sun itself, individual stars have their own myths.
Selain rasi bintang tertentu dan Matahari itu sendiri, masing-masing bintang tunggal juga memiliki mitosnya tersendiri.
To the Ancient Greeks, some "stars", known as planets (Greek πλανήτης (planētēs), meaning "wanderer"), represented various important deities, from which the names of the planets Mercury, Venus, Mars, Jupiter and Saturn were taken.
Bagi penganut agama Yunani Kuno, beberapa "bintang", yang dikenal sebagai planet (dari bahasa Yunani πλανήτης (planētēs), yang berarti "pengembara"), mewakili berbagai dewa penting, yang menjadi asal pengambilan nama-nama planet Merkurius, Venus, Mars, Jupiter, dan Saturnus.
Their names were assigned by later astronomers.)
Nama-nama mereka diberikan oleh para astronom di kemudian hari.)
Circa 1600, the names of the constellations were used to name the stars in the corresponding regions of the sky.
Sekitar tahun 1600, nama-nama rasi bintang digunakan untuk menamai bintang-bintang di wilayah langit yang bersesuaian.
The German astronomer Johann Bayer created a series of star maps and applied Greek letters as designations to the stars in each constellation.
Astronom Jerman Johann Bayer membuat serangkaian peta bintang dan menerapkan huruf-huruf Yunani sebagai penamaan untuk bintang-bintang di setiap rasi bintang.
Later a numbering system based on the star's right ascension was invented and added to John Flamsteed's star catalogue in his book "Historia coelestis Britannica" (the 1712 edition), whereby this numbering system came to be called Flamsteed designation or Flamsteed numbering.
Kemudian, sebuah sistem penomoran yang didasarkan pada asensio rekta bintang ditemukan dan ditambahkan ke dalam katalog bintang John Flamsteed dalam bukunya "Historia coelestis Britannica" (edisi 1712), yang mana sistem penomoran ini kemudian dikenal sebagai penamaan Flamsteed atau penomoran Flamsteed.
The internationally recognized authority for naming celestial bodies is the International Astronomical Union (IAU).
Otoritas yang diakui secara internasional dalam penamaan benda-benda langit adalah Persatuan Astronomi Internasional (IAU).
The International Astronomical Union maintains the Working Group on Star Names (WGSN) which catalogs and standardizes proper names for stars.
Persatuan Astronomi Internasional mengelola Kelompok Kerja untuk Nama Bintang (WGSN) yang menyusun katalog dan menstandardisasi nama diri bagi bintang-bintang.
A number of private companies sell names of stars which are not recognized by the IAU, professional astronomers, or the amateur astronomy community.
Sejumlah perusahaan swasta menjual nama-nama bintang yang tidak diakui oleh IAU, astronom profesional, maupun komunitas astronomi amatir.
Although stellar parameters can be expressed in SI units or Gaussian units, it is often most convenient to express mass, luminosity, and radii in solar units, based on the characteristics of the Sun.
Meskipun parameter-parameter bintang dapat dinyatakan dalam satuan SI maupun satuan Gauss, sering kali lebih nyaman untuk menyatakan massa, luminositas, dan jari-jari dalam satuan surya, yang didasarkan pada karakteristik Matahari.
In 2015, the IAU defined a set of nominal solar values (defined as SI constants, without uncertainties) which can be used for quoting stellar parameters: The solar mass M☉ was not explicitly defined by the IAU due to the large relative uncertainty (10−4) of the Newtonian constant of gravitation G.
Pada tahun 2015, IAU menetapkan serangkaian nilai surya nominal (yang didefinisikan sebagai konstanta SI, tanpa ketidakpastian) yang dapat digunakan untuk mengutip parameter-parameter bintang:
Although the exact values for the luminosity, radius, mass parameter, and mass may vary slightly in the future due to observational uncertainties, the 2015 IAU nominal constants will remain the same SI values as they remain useful measures for quoting stellar parameters.
Meskipun nilai eksak untuk luminositas, jari-jari, parameter massa, dan massanya mungkin dapat sedikit bervariasi di masa depan akibat ketidakpastian pengamatan, konstanta nominal IAU tahun 2015 akan tetap memiliki nilai SI yang sama mengingat konstanta tersebut masih menjadi ukuran yang berguna dalam mengutip parameter-parameter bintang.
Large lengths, such as the radius of a giant star or the semi-major axis of a binary star system, are often expressed in terms of the astronomical unit—approximately equal to the mean distance between the Earth and the Sun (150 million km or approximately 93 million miles).
Jarak yang jauh, seperti jari-jari dari sebuah bintang raksasa ataupun sumbu semimayor dari suatu sistem bintang biner, sering kali dinyatakan dalam ukuran satuan astronomi—yang kira-kira setara dengan jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari (150 juta km atau sekitar 93 juta mil).
In 2012, the IAU defined the astronomical constant to be an exact length in meters: 149,597,870,700 m. Stars condense from regions of space of higher matter density, yet those regions are less dense than within a vacuum chamber.
Pada tahun 2012, IAU menetapkan konstanta astronomi sebagai jarak yang eksak dalam satuan meter: 149.597.870.700 m. Bintang-bintang memadat dari wilayah-wilayah luar angkasa yang memiliki kepadatan materi lebih tinggi, meskipun wilayah-wilayah tersebut nyatanya masih kurang padat dibandingkan dengan kondisi di dalam sebuah ruang hampa.
These regions—known as molecular clouds—consist mostly of hydrogen, with about 23 to 28 percent helium and a few percent heavier elements.
Wilayah-wilayah ini—yang dikenal sebagai awan molekuler—sebagian besar terdiri atas hidrogen, dengan sekitar 23 hingga 28 persen helium dan beberapa persen unsur yang lebih berat.
One example of such a star-forming region is the Orion Nebula.
Salah satu contoh wilayah pembentukan bintang semacam ini adalah Nebula Orion.
Most stars form in groups of dozens to hundreds of thousands of stars.
Sebagian besar bintang terbentuk dalam kelompok yang terdiri atas puluhan hingga ratusan ribu bintang.
Massive stars in these groups may powerfully illuminate those clouds, ionizing the hydrogen, and creating H II regions.
Bintang-bintang bermassa besar di dalam kelompok ini dapat menyinari awan tersebut dengan sangat kuat, mengionisasi hidrogennya, dan menciptakan kawasan H II.
Such feedback effects, from star formation, may ultimately disrupt the cloud and prevent further star formation.
Efek umpan balik semacam itu, yang berasal dari pembentukan bintang, pada akhirnya dapat mengganggu awan tersebut dan mencegah pembentukan bintang lebih lanjut.
All stars spend the majority of their existence as main-sequence stars, fueled primarily by the nuclear fusion of hydrogen into helium within their cores.
Semua bintang menghabiskan sebagian besar masa hidupnya sebagai bintang deret utama, yang utamanya ditenagai oleh fusi nuklir hidrogen menjadi helium di dalam intinya.
However, stars of different masses have markedly different properties at various stages of their development.
Akan tetapi, bintang-bintang dengan massa yang berbeda memiliki sifat yang sangat berbeda pada berbagai tahap perkembangannya.
The ultimate fate of more massive stars differs from that of less massive stars, as do their luminosities and the impact they have on their environment.
Nasib akhir dari bintang yang lebih masif berbeda dengan bintang yang kurang masif, begitu pula dengan luminositas serta dampak yang ditimbulkannya terhadap lingkungan sekitarnya.
Accordingly, astronomers often group stars by their mass: Very low mass stars, with masses below 0.5 M☉, are fully convective and distribute helium evenly throughout the whole star while on the main sequence.
Maka dari itu, para astronom sering kali mengelompokkan bintang berdasarkan massanya: Bintang bermassa sangat rendah, dengan massa di bawah 0.5 M☉, sepenuhnya bersifat konvektif dan mendistribusikan helium secara merata ke seluruh bagian bintang saat berada di deret utama.
After exhausting their hydrogen they become helium white dwarfs and slowly cool.
Setelah kehabisan hidrogennya, mereka menjadi katai putih helium dan perlahan mendingin.
As the lifetime of 0.5 M☉ stars is longer than the age of the universe, no such star has yet reached the white dwarf stage.
Mengingat masa hidup bintang bermassa 0.5 M☉ lebih lama daripada usia alam semesta, belum ada satu pun bintang semacam itu yang telah mencapai tahap katai putih.
Low mass stars (including the Sun), with a mass between 0.5 M☉ and ~2.25 M☉ depending on composition, do become red giants as their core hydrogen is depleted and they begin to burn helium in core in a helium flash; they develop a degenerate carbon-oxygen core later on the asymptotic giant branch; they finally blow off their outer shell as a planetary nebula and leave behind their core in the form of a white dwarf.
Bintang bermassa rendah (termasuk Matahari), dengan massa antara 0.5 M☉ dan ~2.25 M☉ bergantung pada komposisinya, akan menjadi raksasa merah ketika hidrogen di intinya habis dan mulai membakar helium di inti dalam sebuah proses kilatan helium; mereka mengembangkan inti karbon-oksigen terdegenerasi di kemudian hari pada cabang raksasa asimtotik; mereka pada akhirnya menghempaskan cangkang luarnya sebagai nebula planeter dan menyisakan intinya dalam bentuk katai putih.
Intermediate-mass stars, between ~2.25 M☉ and ~8 M☉, pass through evolutionary stages similar to low mass stars, but after a relatively short period on the red-giant branch they ignite helium without a flash and spend an extended period in the red clump before forming a degenerate carbon-oxygen core.
Bintang bermassa menengah, antara ~2.25 M☉ dan ~8 M☉, melewati tahap-tahap evolusi yang serupa dengan bintang bermassa rendah, namun setelah periode yang relatif singkat di cabang raksasa merah, mereka menyalakan helium tanpa kilatan dan menghabiskan periode yang lebih lama di wilayah gumpalan merah sebelum membentuk inti karbon-oksigen terdegenerasi.
Massive stars generally have a minimum mass of ~8 M☉.
Bintang bermassa besar umumnya memiliki massa minimum sekitar ~8 M☉.
After exhausting the hydrogen at the core these stars become supergiants and go on to fuse elements heavier than helium.
Setelah kehabisan hidrogen di intinya, bintang-bintang ini menjadi maharaksasa dan terus memfusikan unsur-unsur yang lebih berat daripada helium.
Many end their lives when their cores collapse and they explode as supernovae.
Banyak di antaranya mengakhiri hidupnya ketika intinya runtuh dan meledak sebagai supernova.
The formation of a star begins with gravitational instability within a molecular cloud, caused by regions of higher density—often triggered by compression of clouds by radiation from massive stars, expanding bubbles in the interstellar medium, the collision of different molecular clouds, or the collision of galaxies (as in a starburst galaxy).
Pembentukan sebuah bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam sebuah awan molekuler, yang disebabkan oleh wilayah-wilayah dengan kepadatan yang lebih tinggi—yang sering kali dipicu oleh kompresi awan akibat radiasi dari bintang bermassa besar, gelembung yang mengembang di medium antarbintang, tabrakan awan molekuler yang berbeda, atau tabrakan galaksi (seperti pada galaksi semburan bintang).
When a region reaches a sufficient density of matter to satisfy the criteria for Jeans instability, it begins to collapse under its own gravitational force.
Ketika suatu wilayah mencapai kepadatan materi yang cukup untuk memenuhi kriteria ketidakstabilan Jeans, wilayah tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.
As the cloud collapses, individual conglomerations of dense dust and gas form "Bok globules".
Seiring dengan runtuhnya awan tersebut, konglomerasi individu dari debu dan gas yang padat membentuk "globula Bok".
As a globule collapses and the density increases, the gravitational energy converts into heat and the temperature rises.
Ketika sebuah globula runtuh dan kepadatannya meningkat, energi gravitasi berubah menjadi panas dan suhunya pun meningkat.
When the protostellar cloud has approximately reached the stable condition of hydrostatic equilibrium, a protostar forms at the core.
Ketika awan protobintang telah kurang lebih mencapai kondisi kesetimbangan hidrostatik yang stabil, sebuah protobintang terbentuk di intinya.
These pre-main-sequence stars are often surrounded by a protoplanetary disk and powered mainly by the conversion of gravitational energy.
Bintang pra-deret utama semacam ini sering kali dikelilingi oleh sebuah cakram protoplanet dan ditenagai utamanya oleh konversi energi gravitasi.
The period of gravitational contraction lasts about 10 million years for a star like the Sun, up to 100 million years for a red dwarf.
Periode kontraksi gravitasi ini berlangsung selama sekitar 10 juta tahun bagi sebuah bintang seperti Matahari, hingga 100 juta tahun bagi sebuah katai merah.
Early stars of less than 2 M☉ are called T Tauri stars, while those with greater mass are Herbig Ae/Be stars.
Bintang-bintang awal yang bermassa kurang dari 2 M☉ disebut bintang T Tauri, sementara yang massanya lebih besar merupakan bintang Herbig
These newly formed stars emit jets of gas along their axis of rotation, which may reduce the angular momentum of the collapsing star and result in small patches of nebulosity known as Herbig–Haro objects.
Bintang-bintang yang baru terbentuk ini memancarkan semburan gas di sepanjang sumbu rotasinya, yang dapat mengurangi momentum sudut dari bintang yang runtuh tersebut dan menghasilkan bercak-bercak kecil nebulositas yang dikenal sebagai objek Herbig–Haro.
Early in their development, T Tauri stars follow the Hayashi track—they contract and decrease in luminosity while remaining at roughly the same temperature.
Di awal perkembangannya, bintang T Tauri mengikuti jalur Hayashi—mereka berkontraksi dan mengalami penurunan luminositas sambil tetap berada pada suhu yang kurang lebih sama.
Less massive T Tauri stars follow this track to the main sequence, while more massive stars turn onto the Henyey track.
Bintang T Tauri yang kurang masif mengikuti jalur ini hingga menuju ke deret utama, sementara bintang yang lebih masif berbelok ke jalur Henyey.
Most stars are observed to be members of binary star systems, and the properties of those binaries are the result of the conditions in which they formed.
Sebagian besar bintang teramati sebagai anggota dari sistem bintang biner, dan sifat-sifat biner tersebut merupakan hasil dari kondisi di mana mereka terbentuk.
A gas cloud must lose its angular momentum in order to collapse and form a star.
Sebuah awan gas harus kehilangan momentum sudutnya agar dapat runtuh dan membentuk bintang.
The fragmentation of the cloud into multiple stars distributes some of that angular momentum.
Fragmentasi awan menjadi beberapa bintang mendistribusikan sebagian dari momentum sudut tersebut.
The primordial binaries transfer some angular momentum by gravitational interactions during close encounters with other stars in young stellar clusters.
Biner primordial mentransfer sebagian momentum sudutnya melalui interaksi gravitasi selama berpapasan jarak dekat dengan bintang-bintang lain di dalam gugus bintang muda.
Stars spend about 90% of their lifetimes fusing hydrogen into helium in high-temperature-and-pressure reactions in their cores.
Bintang menghabiskan sekitar 90% dari masa hidupnya memfusikan hidrogen menjadi helium di dalam reaksi bertekanan dan bersuhu tinggi di intinya.
Starting at zero-age main sequence, the proportion of helium in a star's core will steadily increase, the rate of nuclear fusion at the core will slowly increase, as will the star's temperature and luminosity.
Dimulai pada deret utama usia nol, proporsi helium di inti sebuah bintang akan terus meningkat secara perlahan, laju fusi nuklir di inti akan perlahan meningkat, begitu pula dengan suhu dan luminositas bintang tersebut.
The Sun, for example, is estimated to have increased in luminosity by about 40% since it reached the main sequence 4.6 billion (4.6×109) years ago.
Matahari, sebagai contoh, diperkirakan telah mengalami peningkatan luminositas sebesar kurang lebih 40% sejak mencapai deret utama 4,6 miliar (4,6×109) tahun yang lalu.
Every star generates a stellar wind of particles that causes a continual outflow of gas into space.
Setiap bintang menghasilkan angin bintang berupa partikel-partikel yang menyebabkan aliran keluar gas secara terus-menerus ke luar angkasa.
For most stars, the mass lost is negligible.
Bagi sebagian besar bintang, massa yang hilang dapat diabaikan.
The Sun loses 10−14 M☉ every year, or about 0.01% of its total mass over its entire lifespan.
Matahari kehilangan 10−14 M☉ setiap tahunnya, atau sekitar 0,01% dari total massanya di sepanjang masa hidupnya.
However, very massive stars can lose 10−7 to 10−5 M☉ each year, significantly affecting their evolution.
Akan tetapi, bintang yang sangat masif dapat kehilangan 10−7 hingga 10−5 M☉ setiap tahun, yang secara signifikan memengaruhi evolusinya.
Stars that begin with more than 50 M☉ can lose over half their total mass while on the main sequence.
Bintang yang bermula dengan lebih dari 50 M☉ dapat kehilangan lebih dari separuh total massanya saat berada di deret utama.
The time a star spends on the main sequence depends primarily on the amount of fuel it has and the rate at which it fuses it.
Waktu yang dihabiskan oleh sebuah bintang di deret utama utamanya bergantung pada jumlah bahan bakar yang dimilikinya serta laju pembakaran bahan bakar tersebut.
The Sun is expected to live 10 billion (1010) years.
Matahari diperkirakan dapat hidup selama 10 miliar (1010) tahun.
Massive stars consume their fuel very rapidly and are short-lived.
Bintang masif mengonsumsi bahan bakarnya dengan sangat cepat dan berusia pendek.
Low mass stars consume their fuel very slowly.
Bintang bermassa rendah mengonsumsi bahan bakarnya dengan sangat lambat.
Stars less massive than 0.25 M☉, called red dwarfs, are able to fuse nearly all of their mass while stars of about 1 M☉ can only fuse about 10% of their mass.
Bintang yang kurang masif dari 0.25 M☉, yang disebut katai merah, mampu memfusikan hampir seluruh massanya sementara bintang dengan ukuran sekitar 1 M☉ hanya mampu memfusikan sekitar 10% massanya.
The combination of their slow fuel-consumption and relatively large usable fuel supply allows low mass stars to last about one trillion (10×1012) years; the most extreme of 0.08 M☉ will last for about 12 trillion years.
Kombinasi antara konsumsi bahan bakar yang lambat dan pasokan bahan bakar yang relatif besar dan dapat digunakan memungkinkan bintang bermassa rendah bertahan selama sekitar satu triliun (10×1012) tahun; bintang yang paling ekstrem berukuran 0.08 M☉
When they eventually run out of hydrogen, they contract into a white dwarf and decline in temperature.
Ketika mereka pada akhirnya kehabisan hidrogen, mereka mengerut menjadi sebuah katai putih dan suhunya pun menurun.
Since the lifespan of such stars is greater than the current age of the universe (13.8 billion years), no stars under about 0.85 M☉ are expected to have moved off the main sequence.
Mengingat masa hidup bintang semacam itu lebih besar daripada usia alam semesta saat ini (13,8 miliar tahun), tidak ada bintang di bawah sekitar 0.85 M☉ yang diperkirakan telah beranjak dari deret utama.
Besides mass, the elements heavier than helium can play a significant role in the evolution of stars.
Selain massa, unsur-unsur yang lebih berat daripada helium dapat memainkan peran yang signifikan di dalam evolusi bintang.
Astronomers label all elements heavier than helium "metals", and call the chemical concentration of these elements in a star, its metallicity.
Para astronom melabeli semua unsur yang lebih berat daripada helium sebagai "logam", dan menyebut konsentrasi kimiawi dari unsur-unsur ini di dalam sebuah bintang sebagai metalisitas bintang tersebut.
A star's metallicity can influence the time the star takes to burn its fuel, and controls the formation of its magnetic fields, which affects the strength of its stellar wind.
Metalisitas sebuah bintang dapat memengaruhi waktu yang dibutuhkan oleh bintang tersebut untuk membakar bahan bakarnya, dan mengontrol pembentukan medan magnetnya, yang memengaruhi kekuatan angin bintangnya.
Older, population II stars have substantially less metallicity than the younger, population I stars due to the composition of the molecular clouds from which they formed.
Bintang-bintang populasi II yang lebih tua memiliki metalisitas yang secara substansial lebih rendah dibandingkan dengan bintang populasi I yang lebih muda dikarenakan komposisi awan molekuler tempat mereka terbentuk.
Over time, such clouds become increasingly enriched in heavier elements as older stars die and shed portions of their atmospheres.
Seiring berjalannya waktu, awan semacam itu menjadi semakin diperkaya dengan unsur-unsur yang lebih berat ketika bintang-bintang yang lebih
As stars of at least 0.4 M☉ exhaust the supply of hydrogen at their core, they start to fuse hydrogen in a shell surrounding the helium core.
Ketika bintang-bintang bermassa setidaknya 0.4 M☉ kehabisan pasokan hidrogen di intinya, mereka mulai memfusikan hidrogen di cangkang yang mengelilingi inti helium.
The outer layers of the star expand and cool greatly as they transition into a red giant.
Lapisan luar bintang tersebut mengembang dan sangat mendingin seiring dengan transisinya menjadi sebuah raksasa merah.
As the stars expand, they throw part of their mass, enriched with those heavier elements, into the interstellar environment, to be recycled later as new stars.
Seiring dengan mengembangnya bintang, mereka melemparkan sebagian massanya, yang telah diperkaya dengan unsur-unsur yang lebih berat tersebut, ke lingkungan antarbintang, untuk nantinya didaur ulang sebagai bintang-bintang baru.
In about 5 billion years, when the Sun enters the helium burning phase, it will expand to a maximum radius of roughly 1 astronomical unit (150 million kilometres), 250 times its present size, and lose 30% of its current mass.
Dalam sekitar 5 miliar tahun, ketika Matahari memasuki fase pembakaran helium, ia akan mengembang hingga mencapai jari-jari maksimum kurang lebih 1 satuan astronomi (150 juta kilometer), 250 kali lipat ukuran saat ini, dan kehilangan 30% dari massanya saat ini.
As the hydrogen-burning shell produces more helium, the core increases in mass and temperature.
Seiring dengan cangkang pembakaran hidrogen yang menghasilkan semakin banyak helium, massa dan suhu inti tersebut mengalami peningkatan.
In a red giant of up to 2.25 M☉, the mass of the helium core becomes degenerate prior to helium fusion.
Pada raksasa merah hingga seberat 2.25 M☉, massa inti heliumnya menjadi terdegenerasi sebelum terjadinya fusi helium.
Finally, when the temperature increases sufficiently, core helium fusion begins explosively in what is called a helium flash, and the star rapidly shrinks in radius, increases its surface temperature, and moves to the horizontal branch of the HR diagram.
Pada akhirnya, ketika suhunya cukup meningkat, fusi helium di inti dimulai secara eksplosif dalam peristiwa yang disebut kilatan helium, dan jari-jari bintang dengan cepat menyusut, suhu permukaannya meningkat, dan berpindah ke cabang horizontal pada diagram HR.
For more massive stars, helium core fusion starts before the core becomes degenerate, and the star spends some time in the red clump, slowly burning helium, before the outer convective envelope collapses and the star then moves to the horizontal branch.
Untuk bintang-bintang yang lebih masif, fusi inti helium dimulai sebelum intinya terdegenerasi, dan bintang tersebut menghabiskan beberapa waktu di gumpalan merah, membakar helium secara perlahan, sebelum selubung konvektif luarnya runtuh dan bintang tersebut kemudian berpindah ke cabang horizontal.
After a star has fused the helium of its core, it begins fusing helium along a shell surrounding the hot carbon core.
Setelah sebuah bintang memfusikan helium di intinya, ia mulai memfusikan helium di sepanjang cangkang yang mengelilingi inti karbon yang panas.
The star then follows an evolutionary path called the asymptotic giant branch (AGB) that parallels the other described red-giant phase, but with a higher luminosity.
Bintang tersebut kemudian mengikuti jalur evolusi yang disebut cabang raksasa asimtotik (AGB) yang sejajar dengan fase raksasa merah yang dijelaskan sebelumnya, tetapi dengan luminositas yang lebih tinggi.
The more massive AGB stars may undergo a brief period of carbon fusion before the core becomes degenerate.
Bintang AGB yang lebih masif dapat mengalami periode singkat berupa fusi karbon sebelum intinya terdegenerasi.
During the AGB phase, stars undergo thermal pulses due to instabilities in the core of the star.
Selama fase AGB, bintang mengalami serangkaian denyut termal akibat ketidakstabilan di dalam inti bintang.
In these thermal pulses, the luminosity of the star varies and matter is ejected from the star's atmosphere, ultimately forming a planetary nebula.
Dalam denyut-denyut termal ini, luminositas bintang bervariasi dan materi dilontarkan dari atmosfer bintang, yang pada akhirnya membentuk sebuah nebula planeter.
As much as 50 to 70% of a star's mass can be ejected in this mass loss process.
Sebanyak 50 hingga 70% dari massa bintang dapat dilontarkan dalam proses kehilangan massa ini.
Because energy transport in an AGB star is primarily by convection, this ejected material is enriched with the fusion products dredged up from the core.
Oleh karena transportasi energi di dalam bintang AGB terjadi utamanya melalui konveksi, materi yang dilontarkan ini diperkaya dengan produk-produk fusi yang dikeruk dari inti.
Therefore, the planetary nebula is enriched with elements like carbon and oxygen.
Oleh karena itu, nebula planeter tersebut diperkaya dengan unsur-unsur seperti karbon dan oksigen.
Therefore, future generations of stars are made of the "star stuff" from past stars.
Dengan demikian, bintang-bintang generasi masa depan tercipta dari "materi bintang" dari bintang-bintang di masa lalu.
During their helium-burning phase, a star of more than 9 solar masses expands to form first a blue supergiant and then a red supergiant.
Selama fase pembakaran heliumnya, sebuah bintang dengan massa lebih dari 9 massa surya mengembang untuk pertama-tama membentuk maharaksasa biru dan kemudian maharaksasa merah.
Particularly massive stars (exceeding 40 solar masses, like Alnilam, the central blue supergiant of Orion's Belt) do not become red supergiants due to high mass loss.
Bintang-bintang yang bermassa sangat besar (melebihi 40 massa surya, seperti Alnilam, maharaksasa biru pusat di Sabuk Orion) tidak menjadi maharaksasa merah akibat tingginya kehilangan massa.
These may instead evolve to a Wolf–Rayet star, characterised by spectra dominated by emission lines of elements heavier than hydrogen, which have reached the surface due to strong convection and intense mass loss, or from stripping of the outer layers.
Mereka mungkin justru berevolusi menjadi bintang Wolf–Rayet, yang dicirikan oleh spektrum yang didominasi oleh garis emisi dari unsur-unsur yang lebih berat daripada hidrogen, yang telah mencapai permukaan akibat konveksi yang kuat dan kehilangan massa yang intens, atau dari terlucutinya lapisan-lapisan luar.
When helium is exhausted at the core of a massive star, the core contracts and the temperature and pressure rises enough to fuse carbon (see Carbon-burning process).
Ketika helium habis di inti dari sebuah bintang masif, inti tersebut mengerut serta suhu dan tekanannya meningkat cukup tinggi untuk memfusikan karbon (lihat Proses pembakaran karbon).
This process continues, with the successive stages being fueled by neon (see neon-burning process), oxygen (see oxygen-burning process), and silicon (see silicon-burning process).
Proses ini terus berlanjut, dengan tahap-tahap berturut-turut ditenagai oleh neon (lihat proses pembakaran neon), oksigen (lihat proses pembakaran oksigen), dan silikon (lihat proses pembakaran silikon).
Near the end of the star's life, fusion continues along a series of onion-layer shells within a massive star.
Menjelang akhir kehidupan bintang tersebut, fusi terus berlangsung di sepanjang serangkaian cangkang berlapis mirip bawang di dalam bintang yang masif.
The final stage occurs when a massive star begins producing iron.
Tahap akhir terjadi ketika sebuah bintang masif mulai memproduksi besi.
Some massive stars, particularly luminous blue variables, are very unstable to the extent that they violently shed their mass into space in events known as supernova impostors, becoming significantly brighter in the process.
Sejumlah bintang bermassa besar, terutama variabel biru bercahaya, sangatlah tidak stabil hingga ke titik di mana mereka melepaskan massanya dengan kuat ke luar angkasa dalam berbagai peristiwa yang dikenal sebagai supernova palsu, dan menjadi jauh lebih terang dalam proses tersebut.
Eta Carinae is known for having undergone a supernova impostor event, the Great Eruption, in the 19th century.
Eta Carinae diketahui telah mengalami peristiwa supernova palsu, yang disebut Letusan Besar, pada abad ke-19.
As a star's core shrinks, the intensity of radiation from that surface increases, creating such radiation pressure on the outer shell of gas that it will push those layers away, forming a planetary nebula.
Seiring dengan menyusutnya inti sebuah bintang, intensitas radiasi dari permukaan tersebut meningkat, yang menciptakan tekanan radiasi semacam itu pada cangkang gas bagian luar yang akan mendorong lapisan-lapisan itu menjauh, membentuk sebuah nebula planeter.
If what remains after the outer atmosphere has been shed is less than roughly 1.4 M☉, it shrinks to a relatively tiny object about the size of Earth, known as a white dwarf.
Jika apa yang tersisa setelah atmosfer luarnya dilucuti berjumlah kurang dari sekitar 1.4 M☉, ia akan menyusut menjadi objek yang relatif kecil seukuran Bumi, yang dikenal sebagai katai putih.
In massive stars, fusion continues until the iron core has grown so large (more than 1.4 M☉) that it can no longer support its own mass.
Pada bintang bermassa besar, fusi terus berlangsung hingga inti besinya tumbuh menjadi begitu besar (lebih dari 1.4 M☉) sehingga ia tidak lagi mampu menopang massanya sendiri.
This core will suddenly collapse as its electrons are driven into its protons, forming neutrons, neutrinos, and gamma rays in a burst of electron capture and inverse beta decay.
Inti ini akan tiba-tiba runtuh ketika elektron-elektronnya didorong ke dalam protonnya, membentuk neutron, neutrino, dan sinar gama dalam semburan penangkapan elektron dan peluruhan beta terbalik.
The shockwave formed by this sudden collapse causes the rest of the star to explode in a supernova.
Gelombang kejut yang dibentuk oleh keruntuhan yang tiba-tiba ini menyebabkan sisa bagian bintang lainnya meledak dalam sebuah supernova.
Supernovae become so bright that they may briefly outshine the star's entire home galaxy.
Supernova menjadi begitu terang sehingga dapat secara singkat mengalahkan kecerahan seluruh galaksi asal dari bintang tersebut.
When they occur within the Milky Way, supernovae have historically been observed by naked-eye observers as "new stars" where none seemingly existed before.
Ketika terjadi di dalam Bima Sakti, supernova secara historis telah diamati oleh para pengamat dengan mata telanjang sebagai
A supernova explosion blows away the star's outer layers, leaving a remnant such as the Crab Nebula.
Ledakan supernova menghempaskan lapisan-lapisan luar bintang tersebut, menyisakan sebuah sisa seperti Nebula Kepiting.
In a neutron star the matter is in a state known as neutron-degenerate matter, with a more exotic form of degenerate matter, QCD matter, possibly present in the core.
Di dalam bintang neutron, materinya berada dalam kondisi yang dikenal sebagai materi terdegenerasi neutron, beserta bentuk materi terdegenerasi yang lebih eksotis, materi QCD, yang mungkin saja ada di dalam inti.
The blown-off outer layers of dying stars include heavy elements, which may be recycled during the formation of new stars.
Lapisan-lapisan luar yang terhempas dari bintang-bintang yang sekarat mengandung berbagai unsur berat, yang mungkin dapat didaur ulang selama pembentukan bintang-bintang baru.
The outflow from supernovae and the stellar wind of large stars play an important part in shaping the interstellar medium.
Aliran keluar dari supernova dan angin bintang dari bintang-bintang masif memainkan peranan penting dalam membentuk medium antarbintang.
Binary stars' evolution may significantly differ from that of single stars of the same mass.
Evolusi bintang ganda atau bintang biner dapat berbeda secara signifikan dari evolusi bintang tunggal dengan massa yang sama.
For example, when any star expands to become a red giant, it may overflow its Roche lobe, the surrounding region where material is gravitationally bound to it; if stars in a binary system are close enough, some of that material may overflow to the other star, yielding phenomena including contact binaries, common-envelope binaries, cataclysmic variables, blue stragglers, and Type Ia supernovae.
Sebagai contoh, ketika sebuah bintang mengembang menjadi raksasa merah, ia dapat meluap melebihi lobus Roche-nya, yakni wilayah di sekitarnya tempat materi terikat padanya secara gravitasi; jika bintang-bintang di dalam sistem biner berjarak cukup dekat, sebagian dari materi tersebut dapat meluap ke bintang lainnya, menghasilkan fenomena-fenomena yang meliputi biner sentuh, biner selubung sekerabat, variabel kataklismik, pengembara biru, dan supernova Tipe Ia. Transfer massa berujung pada kasus-kasus seperti paradoks Algol, di mana bintang yang paling berevolusi di dalam suatu sistem justru merupakan yang paling rendah massanya.
The evolution of binary star and higher-order star systems is intensely researched since so many stars have been found to be members of binary systems.
Evolusi bintang ganda dan sistem bintang tingkat tinggi diteliti secara intensif mengingat begitu banyak bintang yang ditemukan sebagai anggota dari sistem biner.
Around half of Sun-like stars, and an even higher proportion of more massive stars, form in multiple systems, and this may greatly influence such phenomena as novae and supernovae, the formation of certain types of star, and the enrichment of space with nucleosynthesis products.
Sekitar separuh dari bintang-bintang mirip Matahari, dan proporsi yang lebih tinggi lagi untuk bintang-bintang yang lebih masif, terbentuk di dalam sistem majemuk, dan hal ini dapat sangat memengaruhi fenomena-fenomena seperti nova dan supernova, pembentukan jenis bintang tertentu, serta pengayaan luar angkasa dengan produk-produk nukleosintesis.
The influence of binary star evolution on the formation of evolved massive stars such as luminous blue variables, Wolf–Rayet stars, and the progenitors of certain classes of core collapse supernova is still disputed.
Pengaruh evolusi bintang ganda terhadap pembentukan bintang masif berevolusi seperti variabel biru bercahaya, bintang Wolf–Rayet, dan progenitor dari kelas supernova keruntuhan inti tertentu masih menjadi perdebatan.
Single massive stars may be unable to expel their outer layers fast enough to form the types and numbers of evolved stars that are observed, or to produce progenitors that would explode as the supernovae that are observed.
Bintang masif tunggal mungkin tidak mampu melontarkan lapisan luarnya dengan cukup cepat untuk membentuk jenis dan jumlah bintang berevolusi yang diamati, atau untuk menghasilkan progenitor yang akan meledak sebagai supernova yang diamati.
Mass transfer through gravitational stripping in binary systems is seen by some astronomers as the solution to that problem.
Transfer massa melalui pelucutan gravitasi di dalam sistem biner dipandang oleh beberapa astronom sebagai solusi bagi masalah tersebut.
Stars are not spread uniformly across the universe but are normally grouped into galaxies along with interstellar gas and dust.
Bintang-bintang tidak tersebar secara merata di seluruh alam semesta melainkan biasanya dikelompokkan ke dalam galaksi bersama dengan gas dan debu antarbintang.
A typical large galaxy like the Milky Way contains hundreds of billions of stars.
Sebuah galaksi besar pada umumnya seperti Bima Sakti mengandung ratusan miliar bintang.
There are more than 2 trillion (1012) galaxies, though most are less than 10% the mass of the Milky Way.
Terdapat lebih dari 2 triliun (1012) galaksi, meskipun sebagian besar di antaranya memiliki massa kurang dari 10% massa Bima Sakti.
Overall, there are likely to be between 1022 and 1024 stars, which are more stars than all the grains of sand on planet Earth.
Secara keseluruhan, kemungkinan terdapat antara 1022 dan 1024 bintang, yang mana jumlahnya lebih banyak daripada seluruh butiran pasir di planet Bumi.
Most stars are within galaxies, but between 10 and 50% of the starlight in large galaxy clusters may come from stars outside of any galaxy.
Sebagian besar bintang berada di dalam galaksi, tetapi antara 10 hingga 50% cahaya bintang di dalam gugus galaksi besar mungkin berasal dari bintang-bintang di luar galaksi mana pun.
A multi-star system consists of two or more gravitationally bound stars that orbit each other.
Sebuah sistem multi-bintang terdiri dari dua atau lebih bintang yang terikat secara gravitasi yang saling mengorbit satu sama lain.
The simplest and most common multi-star system is a binary star, but systems of three or more stars exist.
Sistem multi-bintang yang paling sederhana dan paling umum adalah bintang ganda, namun terdapat pula sistem dengan tiga bintang atau lebih.
For reasons of orbital stability, such multi-star systems are often organized into hierarchical sets of binary stars.
Demi alasan stabilitas orbit, sistem multi-bintang semacam itu sering kali diatur ke dalam hierarki kumpulan bintang ganda.
The stars in an open or globular cluster all formed from the same giant molecular cloud, so all members normally have similar ages and compositions.
Semua bintang di dalam gugus terbuka atau gugus bola terbentuk dari awan molekuler raksasa yang sama, sehingga biasanya semua anggota memiliki usia dan komposisi yang serupa.
Many stars are observed, and most or all may have originally formed in gravitationally bound, multiple-star systems.
Banyak bintang yang telah diamati, dan sebagian besar atau semuanya mungkin pada awalnya terbentuk di dalam sistem multi-bintang yang terikat secara gravitasi.
This is particularly true for very massive O and B class stars, 80% of which are believed to be part of multiple-star systems.
Hal ini berlaku khususnya untuk bintang kelas O dan B yang sangat masif, yang mana 80% di antaranya diyakini merupakan bagian dari sistem multi-bintang.
The proportion of single star systems increases with decreasing star mass, so that only 25% of red dwarfs are known to have stellar companions.
Proporsi sistem bintang tunggal meningkat seiring dengan menurunnya massa bintang, sehingga hanya 25% dari katai merah yang diketahui memiliki pendamping bintang.
In a 2017 study of the Perseus molecular cloud, astronomers found that most of the newly formed stars are in binary systems.
Dalam sebuah studi tahun 2017 terhadap awan molekuler Perseus, para astronom menemukan bahwa sebagian besar bintang yang baru terbentuk berada di dalam sistem biner.
The nearest star to the Earth, apart from the Sun, is Proxima Centauri, 4.2465 light-years (40.175 trillion kilometres) away.
Bintang terdekat dari Bumi, selain Matahari, adalah Proxima Centauri, yang berjarak sejauh 42.465 tahun cahaya (401.750 triliun kilometer).
Travelling at the orbital speed of the Space Shuttle, 8 kilometres per second (29,000 kilometres per hour), it would take about 150,000 years to arrive.
Dengan melakukan perjalanan pada kecepatan orbit Pesawat Ulang Alik, yakni 8 kilometer per detik (29.000 kilometer per jam), akan memakan waktu sekitar 150.000 tahun untuk tiba di sana.
Due to the relatively vast distances between stars outside the galactic nucleus, collisions between stars are thought to be rare.
Akibat jarak yang relatif sangat jauh di antara bintang-bintang di luar nukleus galaksi, tabrakan antarbintang diyakini jarang terjadi.
These abnormal stars have higher surface temperatures and thus are bluer than stars at the main sequence turnoff in the cluster to which they belong; in standard stellar evolution, blue stragglers would already have evolved off the main sequence and thus would not be seen in the cluster.
Bintang-bintang abnormal ini memiliki suhu permukaan yang lebih tinggi dan karenanya berwarna lebih biru dibandingkan dengan bintang-bintang pada titik belok deret utama di dalam gugus tempatnya berada; dalam evolusi bintang standar, pengembara biru seharusnya sudah berevolusi keluar dari deret utama dan dengan demikian tidak akan terlihat di dalam gugus tersebut.
Almost everything about a star is determined by its initial mass, including such characteristics as luminosity, size, evolution, lifespan, and its eventual fate.
Hampir semua hal tentang sebuah bintang ditentukan oleh massa awalnya, termasuk karakteristik seperti luminositas, ukuran, evolusi, masa hidup, dan nasib akhirnya.
Most stars are between 1 billion and 10 billion years old.
Sebagian besar bintang berusia antara 1 miliar dan 10 miliar tahun.
Some stars may even be close to 13.8 billion years old—the observed age of the universe.
Beberapa bintang bahkan mungkin berusia mendekati 13,8 miliar tahun—usia alam semesta yang teramati saat ini.
The oldest star yet discovered, HD 140283, nicknamed Methuselah star, is an estimated 14.46 ± 0.8 billion years old.
Bintang tertua yang sejauh ini ditemukan, HD 140283, yang dijuluki bintang Metusalah, diperkirakan berusia 14,46 ± 0,8 miliar tahun.
(Due to the uncertainty in the value, this age for the star does not conflict with the age of the universe, determined by the Planck satellite as 13.799 ± 0.021).
(Akibat ketidakpastian dalam nilainya, usia bintang ini tidak bertentangan dengan usia alam semesta, yang ditentukan oleh satelit Planck sebesar 13,799 ± 0,021).
The more massive the star, the shorter its lifespan, primarily because massive stars have greater pressure on their cores, causing them to burn hydrogen more rapidly.
Semakin masif sebuah bintang, semakin pendek masa hidupnya, utamanya karena bintang bermassa besar memiliki tekanan yang lebih tinggi pada intinya, yang menyebabkannya membakar hidrogen dengan lebih cepat.
The most massive stars last an average of a few million years, while stars of minimum mass (red dwarfs) burn their fuel very slowly and can last tens to hundreds of billions of years.
Bintang yang paling masif bertahan rata-rata selama beberapa juta tahun, sementara bintang dengan massa minimum (katai merah) membakar bahan bakarnya dengan sangat lambat dan dapat bertahan hingga puluhan bahkan ratusan miliar tahun.
When stars form in the present Milky Way galaxy, they are composed of about 71% hydrogen and 27% helium, as measured by mass, with a small fraction of heavier elements.
Ketika bintang-bintang terbentuk di galaksi Bima Sakti saat ini, mereka terdiri atas sekitar 71% hidrogen dan 27% helium, jika diukur berdasarkan massa, beserta sebagian kecil unsur-unsur yang lebih berat.
Typically the portion of heavy elements is measured in terms of the iron content of the stellar atmosphere, as iron is a common element and its absorption lines are relatively easy to measure.
Biasanya, porsi unsur berat diukur melalui kandungan besi pada atmosfer bintang, mengingat besi adalah unsur yang umum dan garis absorpsinya relatif mudah untuk diukur.
The portion of heavier elements may be an indicator of the likelihood that the star has a planetary system.
Porsi unsur yang lebih berat ini dapat menjadi indikator kemungkinan bintang tersebut memiliki sistem keplanetan.
As of 2005 the star with the lowest iron content ever measured is the dwarf HE1327-2326, with only 1/200,000th the iron content of the Sun.
Hingga 2005 bintang dengan kandungan besi terendah yang pernah diukur adalah katai HE1327-2326, dengan kandungan besi hanya sekitar 1/200.000 dari yang dimiliki Matahari.
By contrast, the super-metal-rich star μ Leonis has nearly double the abundance of iron as the Sun, while the planet-bearing star 14 Herculis has nearly triple the iron.
Sebaliknya, bintang sangat kaya logam μ Leonis memiliki kelimpahan besi hampir dua kali lipat dari Matahari, sedangkan bintang pembawa planet 14 Herculis memiliki hampir tiga kali lipat kandungan besi.
Stars with cooler outer atmospheres, including the Sun, can form various diatomic and polyatomic molecules.
Bintang-bintang dengan atmosfer luar yang lebih dingin, termasuk Matahari, dapat membentuk berbagai molekul diatomik dan poliatomik.
Due to their great distance from the Earth, all stars except the Sun appear to the unaided eye as shining points in the night sky that twinkle because of the effect of the Earth's atmosphere.
Akibat jaraknya yang sangat jauh dari Bumi, semua bintang kecuali Matahari tampak oleh mata telanjang sebagai titik-titik bercahaya di langit malam yang berkelap-kelip karena efek atmosfer Bumi.
Other than the Sun, the star with the largest apparent size is R Doradus, with an angular diameter of only 0.057 arcseconds.
Selain Matahari, bintang dengan ukuran semu terbesar adalah R Doradus, dengan diameter sudut hanya 0,057 detik busur.
The disks of most stars are much too small in angular size to be observed with current ground-based optical telescopes, so interferometer telescopes are required to produce images of these objects.
Piringan sebagian besar bintang memiliki ukuran sudut yang terlampau kecil untuk dapat diamati menggunakan teleskop optik berbasis darat saat ini, sehingga teleskop interferometer diperlukan untuk menghasilkan citra dari objek-objek tersebut.
Stars range in size from neutron stars, which vary anywhere from 20 to 40 km (25 mi) in diameter, to supergiants like Betelgeuse in the Orion constellation, which has a diameter about 640 times that of the Sun with a much lower density.
Ukuran bintang berkisar dari bintang neutron, yang bervariasi antara 20 hingga 40 km (25 mi) diameternya, hingga maharaksasa seperti Betelgeuse di rasi bintang Orion, yang memiliki diameter sekitar 640 kali lipat diameter Matahari dengan massa jenis yang jauh lebih rendah.
The motion of a star relative to the Sun can provide useful information about the origin and age of a star, as well as the structure and evolution of the surrounding galaxy.
Pergerakan sebuah bintang relatif terhadap Matahari dapat memberikan informasi yang berguna mengenai asal-usul dan usia bintang tersebut, beserta struktur dan evolusi galaksi di sekitarnya.
The components of motion of a star consist of the radial velocity toward or away from the Sun, and the traverse angular movement, which is called its proper motion.
Komponen-komponen pergerakan sebuah bintang terdiri dari kecepatan radial yang mendekati atau menjauhi Matahari, serta pergerakan sudut transversal, yang disebut sebagai gerak dirinya.
With knowledge of the star's parallax and its distance, the proper motion velocity can be calculated.
Dengan mengetahui paralaks bintang beserta jaraknya, kecepatan gerak diri tersebut dapat dihitung.
Stars with high rates of proper motion are likely to be relatively close to the Sun, making them good candidates for parallax measurements.
Bintang dengan tingkat gerak diri yang tinggi kemungkinan besar berjarak relatif dekat dengan Matahari, sehingga menjadikannya kandidat yang baik untuk pengukuran paralaks.
When both rates of movement are known, the space velocity of the star relative to the Sun or the galaxy can be computed.
Ketika kedua tingkat pergerakan tersebut diketahui, kecepatan ruang bintang relatif terhadap Matahari atau galaksi dapat dihitung.
Among nearby stars, it has been found that younger population I stars have generally lower velocities than older, population II stars.
Di antara bintang-bintang di dekatnya, telah ditemukan bahwa bintang populasi I yang lebih muda umumnya memiliki kecepatan yang lebih rendah dibandingkan dengan bintang populasi II yang lebih tua.
A comparison of the kinematics of nearby stars has allowed astronomers to trace their origin to common points in giant molecular clouds; such groups with common points of origin are referred to as stellar associations.
Perbandingan terhadap kinematika dari bintang-bintang terdekat telah memungkinkan para astronom untuk melacak asal-usul mereka ke titik-titik yang sama di dalam awan molekuler raksasa; kelompok-kelompok dengan titik asal yang sama ini disebut sebagai asosiasi bintang.
This movement of conductive plasma functions like a dynamo, wherein the movement of electrical charges induce magnetic fields, as does a mechanical dynamo.
Pergerakan plasma konduktif ini berfungsi layaknya sebuah dinamo, di mana pergerakan muatan listrik menginduksi medan magnet, seperti halnya pada dinamo mekanik.
Those magnetic fields have a great range that extend throughout and beyond the star.
Medan magnet ini memiliki jangkauan besar yang membentang ke seluruh bagian maupun ke luar bintang.
The strength of the magnetic field varies with the mass and composition of the star, and the amount of magnetic surface activity depends upon the star's rate of rotation.
Kekuatan medan magnet bervariasi bergantung pada massa dan komposisi bintang, sementara besaran aktivitas magnetik permukaannya bergantung pada tingkat rotasi bintang tersebut.
This surface activity produces starspots, which are regions of strong magnetic fields and lower than normal surface temperatures.
Aktivitas permukaan ini menghasilkan bintik bintang, yang mana merupakan wilayah dengan medan magnet kuat dan bersuhu permukaan lebih rendah dari kondisi normal.
Coronal loops are arching magnetic field flux lines that rise from a star's surface into the star's outer atmosphere, its corona.
Lengkungan korona merupakan garis fluks medan magnet melengkung yang naik dari permukaan bintang menuju ke atmosfer luarnya, yakni korona.
Young, rapidly rotating stars tend to have high levels of surface activity because of their magnetic field.
Bintang-bintang muda yang berotasi cepat cenderung memiliki tingkat aktivitas permukaan yang tinggi dikarenakan medan magnetnya.
The magnetic field can act upon a star's stellar wind, functioning as a brake to gradually slow the rate of rotation with time.
Medan magnet ini dapat memengaruhi angin bintang dari suatu bintang, yang berfungsi layaknya rem untuk secara bertahap memperlambat tingkat rotasinya seiring berjalannya waktu.
The activity levels of slowly rotating stars tend to vary in a cyclical manner and can shut down altogether for periods of time.
Tingkat aktivitas dari bintang yang berotasi lambat cenderung bervariasi dalam siklus tertentu dan dapat berhenti sama sekali selama beberapa waktu.
During the Maunder Minimum, for example, the Sun underwent a 70-year period with almost no sunspot activity.
Selama Minimum Maunder, misalnya, Matahari mengalami periode selama 70 tahun yang nyaris tanpa adanya aktivitas bintik matahari.
Stars have masses ranging from less than half the solar mass to over 200 solar masses (see List of most massive stars).
Bintang memiliki massa yang berkisar mulai dari kurang dari separuh massa surya hingga lebih dari 200 massa surya (lihat Daftar bintang paling masif).
One of the most massive stars known is Eta Carinae, which, with 100–150 times as much mass as the Sun, will have a lifespan of only several million years.
Salah satu bintang paling masif yang diketahui adalah Eta Carinae, yang, dengan massa 100–150 kali lipat massa Matahari, hanya akan memiliki masa hidup
Studies of the most massive open clusters suggests 150 M☉ as a rough upper limit for stars in the current era of the universe.
Berbagai studi terhadap gugus terbuka yang paling masif menunjukkan 150 M☉ sebagai batas atas kasar untuk bintang-bintang di era alam semesta saat ini.
This represents an empirical value for the theoretical limit on the mass of forming stars due to increasing radiation pressure on the accreting gas cloud.
Hal ini mewakili sebuah nilai empiris bagi batas teoretis pada massa pembentukan bintang yang diakibatkan oleh meningkatnya tekanan radiasi pada awan gas yang terakresi.
The first stars to form after the Big Bang may have been larger, up to 300 M☉, due to the complete absence of elements heavier than lithium in their composition.
Bintang-bintang pertama yang terbentuk setelah Ledakan Dahsyat kemungkinan berukuran lebih besar, yakni hingga mencapai 300 M☉, dikarenakan sama sekali tidak adanya unsur-unsur yang lebih berat daripada litium dalam komposisi mereka.
This generation of supermassive population III stars is likely to have existed in the very early universe (i.e., they are observed to have a high redshift), and may have started the production of chemical elements heavier than hydrogen that are needed for the later formation of planets and life.
Generasi bintang populasi III supermasif ini kemungkinan pernah ada di alam semesta yang sangat awal (yakni, mereka diamati memiliki pergeseran merah yang tinggi), dan kemungkinan telah mengawali produksi unsur-unsur kimia yang lebih berat daripada hidrogen yang dibutuhkan bagi pembentukan planet dan kehidupan di kemudian hari.
In June 2015, astronomers reported evidence for Population III stars in the Cosmos Redshift 7 galaxy at z6.60.
Pada bulan Juni 2015, para astronom melaporkan adanya bukti bintang Populasi III di dalam galaksi Cosmos Redshift 7 pada titik z6,60.
With a mass only 80 times that of Jupiter (MJ), 2MASS J0523-1403 is the smallest known star undergoing nuclear fusion in its core.
Dengan massa yang hanya 80 kali lipat dari Jupiter (MJ), 2MASS J0523-1403 merupakan bintang terkecil yang diketahui tengah mengalami fusi nuklir di dalam intinya.
For stars with metallicity similar to the Sun, the theoretical minimum mass the star can have and still undergo fusion at the core, is estimated to be about 75 MJ.
Untuk bintang-bintang yang memiliki metalisitas mirip dengan Matahari, massa minimum teoretis yang dapat dimiliki sebuah bintang namun masih mengalami fusi di bagian inti, diperkirakan adalah sekitar 75 MJ.
When the metallicity is very low, the minimum star size seems to be about 8.3% of the solar mass, or about 87 MJ.
Ketika metalisitasnya sangat rendah, ukuran minimum bintang tampaknya berada di kisaran 8,3% dari massa surya, atau sekitar 87 MJ.
The combination of the radius and the mass of a star determines its surface gravity.
Kombinasi antara jari-jari dan massa sebuah bintang menentukan gravitasi permukaannya.
Giant stars have much lower surface gravity than do main-sequence stars, while the opposite is the case for degenerate, compact stars such as white dwarfs.
Bintang-bintang raksasa memiliki gravitasi permukaan yang jauh lebih rendah dibandingkan dengan bintang deret utama, sementara hal yang sebaliknya terjadi pada bintang padat yang terdegenerasi seperti katai putih.
The surface gravity can influence the appearance of a star's spectrum, with higher gravity causing a broadening of the absorption lines.
Gravitasi permukaan ini dapat memengaruhi tampilan dari spektrum sebuah bintang, di mana gravitasi yang lebih tinggi
The rotation rate of stars can be determined through spectroscopic measurement, or more exactly determined by tracking their starspots.
Tingkat rotasi bintang dapat ditentukan melalui pengukuran spektroskopi, atau ditentukan secara lebih tepat dengan melacak bintik bintangnya.
Young stars can have a rotation greater than 100 km/s at the equator.
Bintang muda dapat memiliki rotasi lebih dari 100 km/s di bagian ekuator.
The B-class star Achernar, for example, has an equatorial velocity of about 225 km/s or greater, causing its equator to bulge outward and giving it an equatorial diameter that is more than 50% greater than between the poles.
Bintang kelas B Achernar, sebagai contoh, memiliki kecepatan ekuatorial sekitar 225 km/s atau lebih, yang menyebabkan ekuatornya menggembung ke luar dan memberinya diameter ekuatorial yang lebih dari 50% lebih besar daripada jarak antar kutubnya.
This rate of rotation is just below the critical velocity of 300 km/s at which speed the star would break apart.
Tingkat rotasi ini berada tepat di bawah kecepatan kritis 300 km/s, di mana pada kecepatan tersebut bintang itu akan hancur.
Degenerate stars have contracted into a compact mass, resulting in a rapid rate of rotation.
Bintang terdegenerasi telah mengerut menjadi massa yang padat, yang menghasilkan tingkat rotasi yang cepat.
However they have relatively low rates of rotation compared to what would be expected by conservation of angular momentum—the tendency of a rotating body to compensate for a contraction in size by increasing its rate of spin.
Namun, mereka memiliki tingkat rotasi yang relatif rendah jika dibandingkan dengan apa yang diharapkan dari kekekalan momentum sudut—yakni kecenderungan benda yang berotasi untuk mengimbangi penyusutan ukurannya dengan meningkatkan tingkat putarannya.
A large portion of the star's angular momentum is dissipated as a result of mass loss through the stellar wind.
Sebagian besar momentum sudut bintang dihamburkan sebagai akibat dari kehilangan massa melalui angin bintang.
In spite of this, the rate of rotation for a pulsar can be very rapid.
Terlepas dari hal ini, tingkat rotasi sebuah pulsar bisa menjadi sangat cepat.
The rotation rate of the pulsar will gradually slow due to the emission of radiation.
Tingkat rotasi pulsar ini akan secara bertahap melambat akibat pancaran radiasi.
The temperature is normally given in terms of an effective temperature, which is the temperature of an idealized black body that radiates its energy at the same luminosity per surface area as the star.
Suhu ini biasanya dinyatakan dalam bentuk suhu efektif, yakni suhu dari benda hitam ideal yang memancarkan energinya pada luminositas per satuan luas permukaan yang sama dengan bintang tersebut.
The effective temperature is only representative of the surface, as the temperature increases toward the core.
Suhu efektif hanyalah representasi dari bagian permukaan, mengingat suhu akan meningkat ke arah inti.
The stellar temperature will determine the rate of ionization of various elements, resulting in characteristic absorption lines in the spectrum.
Suhu bintang akan menentukan tingkat ionisasi berbagai unsur, yang menghasilkan garis-garis absorpsi karakteristik di dalam spektrum.
The surface temperature of a star, along with its visual absolute magnitude and absorption features, is used to classify a star (see classification below).
Suhu permukaan bintang, bersama dengan magnitudo mutlak visual dan fitur-fitur absorpsinya, digunakan untuk mengklasifikasikan sebuah bintang (lihat klasifikasi di bawah).
The energy produced by stars, a product of nuclear fusion, radiates to space as both electromagnetic radiation and particle radiation.
Energi yang dihasilkan oleh bintang, sebuah produk dari fusi nuklir, memancar ke luar angkasa baik sebagai radiasi elektromagnetik maupun radiasi partikel.
The particle radiation emitted by a star is manifested as the stellar wind, which streams from the outer layers as electrically charged protons and alpha and beta particles.
Radiasi partikel yang dipancarkan oleh bintang bermanifestasi sebagai angin bintang, yang mengalir dari lapisan-lapisan luar berupa partikel bermuatan listrik seperti proton beserta alfa dan partikel beta.
A steady stream of almost massless neutrinos emanate directly from the star's core.
Aliran neutrino yang nyaris tanpa massa secara konstan memancar langsung dari inti bintang.
The production of energy at the core is the reason stars shine so brightly: every time two or more atomic nuclei fuse together to form a single atomic nucleus of a new heavier element, gamma ray photons are released from the nuclear fusion product.
Produksi energi di inti inilah yang menjadi alasan mengapa bintang bersinar begitu terang: setiap kali dua atau lebih inti atom berfusi membentuk satu inti atom tunggal dari unsur baru yang lebih berat, foton sinar gama dilepaskan dari produk fusi nuklir tersebut.
This energy is converted to other forms of electromagnetic energy of lower frequency, such as visible light, by the time it reaches the star's outer layers.
Energi ini dikonversikan ke dalam bentuk energi elektromagnetik lain dengan frekuensi yang lebih rendah, seperti cahaya tampak, pada saat energi tersebut mencapai lapisan luar bintang.
The color of a star, as determined by the most intense frequency of the visible light, depends on the temperature of the star's outer layers, including its photosphere.
Warna sebuah bintang, sebagaimana ditentukan oleh frekuensi cahaya tampak yang paling intens, bergantung pada suhu lapisan luar bintang tersebut, termasuk fotosfernya.
Besides visible light, stars emit forms of electromagnetic radiation that are invisible to the human eye.
Selain cahaya tampak, bintang-bintang memancarkan bentuk-bentuk radiasi elektromagnetik yang tidak terlihat oleh mata manusia.
In fact, stellar electromagnetic radiation spans the entire electromagnetic spectrum, from the longest wavelengths of radio waves through infrared, visible light, ultraviolet, to the shortest of X-rays, and gamma rays.
Faktanya, radiasi elektromagnetik bintang membentang di seluruh bagian spektrum elektromagnetik, mulai dari panjang gelombang terpanjang berupa gelombang radio lalu inframerah, cahaya tampak, ultraviolet, hingga yang terpendek berupa sinar-X, dan sinar gama.
From the standpoint of total energy emitted by a star, not all components of stellar electromagnetic radiation are significant, but all frequencies provide insight into the star's physics.
Dari sudut pandang total energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang, tidak semua komponen radiasi elektromagnetik bintang itu signifikan, namun semua frekuensi memberikan wawasan akan fisika bintang tersebut.
Using the stellar spectrum, astronomers can determine the surface temperature, surface gravity, metallicity and rotational velocity of a star.
Dengan menggunakan spektrum bintang, para astronom dapat menentukan suhu permukaan, gravitasi permukaan, metalisitas, dan kecepatan rotasi sebuah bintang.
If the distance of the star is found, such as by measuring the parallax, then the luminosity of the star can be derived.
Jika jarak dari sebuah bintang diketahui, seperti melalui pengukuran paralaks, maka luminositas bintang tersebut dapat diturunkan.
The mass, radius, surface gravity, and rotation period can then be estimated based on stellar models.
Massa, jari-jari, gravitasi permukaan, dan periode rotasinya kemudian dapat diperkirakan berdasarkan model-model bintang.
(Mass can be calculated for stars in binary systems by measuring their orbital velocities and distances.
(Massa dapat dihitung untuk bintang-bintang di dalam sistem biner dengan mengukur kecepatan orbit dan jaraknya.
Gravitational microlensing has been used to measure the mass of a single star.)
Pelensaan mikro gravitasi telah digunakan untuk mengukur massa sebuah bintang tunggal.)
With these parameters, astronomers can estimate the age of the star.
Dengan parameter-parameter ini, para astronom dapat memperkirakan usia bintang tersebut.
The luminosity of a star is the amount of light and other forms of radiant energy it radiates per unit of time.
Luminositas sebuah bintang adalah jumlah cahaya dan bentuk-bentuk energi radiasi lain yang dipancarkannya per satuan waktu.
Many stars do not radiate uniformly across their entire surface.
Banyak bintang yang tidak memancarkan radiasi secara merata di seluruh permukaannya.
The rapidly rotating star Vega, for example, has a higher energy flux (power per unit area) at its poles than along its equator.
Bintang yang berotasi cepat seperti Vega, misalnya, memiliki fluks energi (daya per satuan luas) yang lebih tinggi di kutub-kutubnya dibandingkan dengan di sepanjang ekuatornya.
Patches of the star's surface with a lower temperature and luminosity than average are known as starspots.
Bercak-bercak di permukaan bintang dengan suhu dan luminositas yang lebih rendah dari rata-rata dikenal sebagai bintik bintang.
Small, dwarf stars such as the Sun generally have essentially featureless disks with only small starspots.
Bintang katai berukuran kecil seperti Matahari umumnya memiliki piringan yang pada dasarnya tanpa fitur khusus, dengan hanya bintik bintang berukuran kecil.
Giant stars have much larger, more obvious starspots, and they exhibit strong stellar limb darkening.
Bintang raksasa memiliki bintik bintang yang jauh lebih besar dan lebih jelas, dan mereka menunjukkan efek penggelapan tepi bintang yang kuat.
Red dwarf flare stars such as UV Ceti may possess prominent starspot features.
Bintang suar katai merah seperti UV Ceti dapat memiliki fitur bintik bintang yang menonjol.
It is a function of the star's luminosity, its distance from Earth, the extinction effect of interstellar dust and gas, and the altering of the star's light as it passes through Earth's atmosphere.
Hal ini merupakan fungsi dari luminositas bintang, jaraknya dari Bumi, efek ekstingsi dari gas dan debu antarbintang, serta perubahan cahaya bintang saat melewati atmosfer Bumi.
Intrinsic or absolute magnitude is directly related to a star's luminosity, and is the apparent magnitude a star would be if the distance between the Earth and the star were 10 parsecs (32.6 light-years).
Magnitudo intrinsik atau mutlak berhubungan langsung dengan luminositas bintang, dan merupakan nilai magnitudo semu dari sebuah bintang jika jarak antara Bumi dan bintang tersebut adalah 10 parsec (32,6 tahun cahaya).
Both the apparent and absolute magnitude scales are logarithmic units: one whole number difference in magnitude is equal to a brightness variation of about 2.5 times (the 5th root of 100 or approximately 2.512).
Baik skala magnitudo semu maupun mutlak merupakan unit logaritmik: perbedaan satu angka penuh dalam magnitudo setara dengan variasi kecerahan sekitar 2,5 kali lipat (akar pangkat 5 dari 100 atau sekitar 2,512).
This means that a first magnitude star (+1.00) is about 2.5 times brighter than a second magnitude (+2.00) star, and about 100 times brighter than a sixth magnitude star (+6.00).
lebih terang daripada bintang bermagnitudo kedua (+2,00), dan sekitar 100 kali lebih terang daripada sebuah bintang magnitudo keenam (+6,00).
The faintest stars visible to the naked eye under good seeing conditions are about magnitude +6.
Bintang paling redup yang terlihat oleh mata telanjang di bawah kondisi pengamatan yang baik memiliki magnitudo sekitar +6.
On both apparent and absolute magnitude scales, the smaller the magnitude number, the brighter the star; the larger the magnitude number, the fainter the star.
Pada skala magnitudo semu maupun mutlak, semakin kecil angka magnitudonya, semakin terang bintang tersebut; semakin besar angka magnitudonya, semakin redup bintang tersebut.
The brightest stars, on either scale, have negative magnitude numbers.
Bintang yang paling terang, pada kedua skala tersebut, memiliki angka magnitudo negatif.
The variation in brightness (ΔL) between two stars is calculated by subtracting the magnitude number of the brighter star (mb) from the magnitude number of the fainter star (mf), then using the difference as an exponent for the base number 2.512; that is to say: Δ mm f − m bm_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }} 2.512 Δ mΔ L }=\Delta {L}}
Variasi kecerahan (ΔL) di antara dua bintang dihitung dengan mengurangi angka magnitudo bintang yang lebih terang (mb) dari angka magnitudo bintang yang lebih redup (mf), lalu menggunakan selisihnya sebagai eksponen untuk bilangan pokok 2,512; dengan kata lain: Δ mm f − m bm_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }} 2.512 Δ mΔ L }=\Delta {L}} Mengingat kaitannya dengan luminositas sekaligus jarak dari Bumi, magnitudo mutlak (M) dan magnitudo semu (m) dari sebuah bintang tidaklah setara; sebagai contoh, bintang terang Sirius memiliki magnitudo semu sebesar −1,44, tetapi memiliki magnitudo mutlak sebesar +1,41.
The Sun has an apparent magnitude of −26.7, but its absolute magnitude is only +4.83.
Matahari memiliki magnitudo semu sebesar −26,7, tetapi magnitudo mutlaknya hanya +4,83.
Sirius, the brightest star in the night sky as seen from Earth, is approximately 23 times more luminous than the Sun, while Canopus, the second brightest star in the night sky with an absolute magnitude of −5.53, is approximately 14,000 times more luminous than the Sun.
Sirius, bintang paling terang di langit malam seperti yang terlihat dari Bumi, kira-kira 23 kali lebih bercahaya daripada Matahari, sementara Canopus, bintang paling terang kedua di langit malam dengan magnitudo mutlak −5,53, kira-kira 14.000 kali lebih bercahaya daripada Matahari.
This is because Sirius is merely 8.6 light-years from the Earth, while Canopus is much farther away at a distance of 310 light-years.
Hal ini dikarenakan Sirius hanya berjarak 8,6 tahun cahaya dari Bumi, sementara Canopus berjarak jauh lebih jauh pada jarak 310 tahun cahaya.
The most luminous known stars have absolute magnitudes of roughly −12, corresponding to 6 million times the luminosity of the Sun.
Bintang paling bercahaya yang diketahui memiliki magnitudo mutlak kira-kira −12, yang setara dengan 6 juta kali luminositas Matahari.
Theoretically, the least luminous stars are at the lower limit of mass at which stars are capable of supporting nuclear fusion of hydrogen in the core; stars just above this limit have been located in the NGC 6397 cluster.
Secara teoretis, bintang yang paling tidak bercahaya berada pada batas bawah massa di mana bintang mampu menopang fusi nuklir hidrogen di dalam intinya; bintang yang berada tepat di atas batas ini telah ditemukan di dalam gugus NGC 6397.
It was thought that the hydrogen line strength was a simple linear function of temperature.
Kala itu, kekuatan garis hidrogen dianggap sebagai fungsi linier sederhana dari suhu.
The classifications were since reordered by temperature, on which the modern scheme is based.
Sejak saat itu, klasifikasi tersebut diurutkan kembali berdasarkan suhu, yang menjadi dasar bagi skema modern saat ini.
Stars are given a single-letter classification according to their spectra, ranging from type O, which are very hot, to M, which are so cool that molecules may form in their atmospheres.
Bintang-bintang diberi klasifikasi huruf tunggal berdasarkan spektrumnya, mulai dari tipe O, yang sangat panas, hingga M, yang sangat dingin sehingga molekul dapat terbentuk di atmosfernya.
The most common of these are types L and T, which classify the coldest low-mass stars and brown dwarfs.
Yang paling umum dari klasifikasi khusus ini adalah tipe L dan T, yang mengklasifikasikan bintang bermassa rendah paling dingin serta katai cokelat.
Each letter has 10 sub-divisions, numbered from 0 to 9, in order of decreasing temperature.
Masing-masing huruf memiliki 10 subdivisi, yang diberi nomor dari 0 hingga 9, dalam urutan suhu yang semakin menurun.
However, this system breaks down at extreme high temperatures as classes O0 and O1 may not exist.
Meskipun demikian, sistem ini tidak berlaku pada suhu yang terlampau tinggi mengingat kelas O0 dan O1 mungkin saja tidak ada.
In addition, stars may be classified by the luminosity effects found in their spectral lines, which correspond to their spatial size and is determined by their surface gravity.
Selain itu, bintang juga dapat diklasifikasikan berdasarkan efek luminositas yang ditemukan di dalam garis spektrumnya, yang berhubungan dengan ukuran spasialnya dan ditentukan oleh gravitasi permukaannya.
For example, an "e" can indicate the presence of emission lines; "m" represents unusually strong levels of metals, and "var" can mean variations in the spectral type.
Sebagai contoh, "e" dapat menunjukkan keberadaan garis emisi; "m" mewakili tingkat logam yang kuat secara tidak biasa, dan "var" dapat berarti adanya variasi pada tipe spektrum tersebut.
White dwarf stars have their own class that begins with the letter D. This is further sub-divided into the classes DA, DB, DC, DO, DZ, and DQ, depending on the types of prominent lines found in the spectrum.
Bintang katai putih memiliki kelasnya sendiri yang diawali dengan huruf D. Kelas ini dibagi lebih lanjut menjadi kelas DA, DB, DC, DO, DZ, dan DQ, bergantung pada jenis garis menonjol yang ditemukan di dalam spektrum.
This is followed by a numerical value that indicates the temperature.
Huruf ini kemudian diikuti oleh sebuah nilai numerik yang menunjukkan suhu.
Variable stars have periodic or random changes in luminosity because of intrinsic or extrinsic properties.
Bintang variabel memiliki perubahan luminositas yang bersifat periodik atau acak akibat sifat intrinsik atau ekstrinsiknya.
Of the intrinsically variable stars, the primary types can be subdivided into three principal groups.
Dari bintang variabel intrinsik tersebut, tipe-tipe utamanya dapat dibagi lagi menjadi tiga kelompok prinsip.
During their stellar evolution, some stars pass through phases where they can become pulsating variables.
Selama masa evolusi bintangnya, sejumlah bintang melewati fase-fase di mana mereka dapat menjadi variabel berdenyut.
Pulsating variable stars vary in radius and luminosity over time, expanding and contracting with periods ranging from minutes to years, depending on the size of the star.
Bintang variabel berdenyut bervariasi dalam hal jari-jari dan luminositas seiring waktu, dengan mengembang dan menyusut dalam periode yang berkisar mulai dari hitungan menit hingga tahunan, bergantung pada ukuran bintang tersebut.
This category includes Cepheid and Cepheid-like stars, and long-period variables such as Mira.
Kategori ini mencakup bintang Cepheid dan mirip Cepheid, serta variabel berperiode panjang seperti Mira.
Eruptive variables are stars that experience sudden increases in luminosity because of flares or mass ejection events.
Variabel letusan adalah bintang yang mengalami peningkatan luminositas secara tiba-tiba akibat suar atau kejadian pelontaran massa.
This group includes protostars, Wolf-Rayet stars, and flare stars, as well as giant and supergiant stars.
Kelompok ini mencakup protobintang, bintang Wolf-Rayet, dan bintang suar, beserta bintang raksasa dan maharaksasa.
Cataclysmic or explosive variable stars are those that undergo a dramatic change in their properties.
Bintang variabel kataklismik atau eksplosif adalah bintang yang mengalami perubahan dramatis dalam sifat-sifatnya.
This group includes novae and supernovae.
Kelompok ini mencakup nova dan supernova.
Stars can vary in luminosity because of extrinsic factors, such as eclipsing binaries, as well as rotating stars that produce extreme starspots.
Bintang dapat bervariasi dalam hal luminositas akibat faktor-faktor ekstrinsik, seperti pada bintang ganda gerhana, maupun bintang berotasi yang menghasilkan bintik bintang ekstrem.
The interior of a stable star is in a state of hydrostatic equilibrium: the forces on any small volume almost exactly counterbalance each other.
Bagian dalam dari sebuah bintang yang stabil berada dalam keadaan kesetimbangan hidrostatik: gaya-gaya pada setiap volume kecil hampir secara tepat saling menyeimbangkan satu sama lain.
The balanced forces are inward gravitational force and an outward force due to the pressure gradient within the star.
Gaya-gaya yang seimbang tersebut adalah gaya gravitasi yang mengarah ke dalam dan gaya yang mengarah ke luar akibat gradien tekanan di dalam bintang.
The pressure gradient is established by the temperature gradient of the plasma; the outer part of the star is cooler than the core.
Gradien tekanan dibentuk oleh gradien suhu plasma; bagian luar bintang lebih dingin daripada intinya.
The resulting temperature and pressure at the hydrogen-burning core of a main-sequence star are sufficient for nuclear fusion to occur and for sufficient energy to be produced to prevent further collapse of the star.
Suhu pada inti bintang deret utama atau bintang raksasa setidaknya berada pada kisaran 107 K. Suhu dan tekanan yang dihasilkan pada inti pembakaran hidrogen di sebuah bintang deret utama sudah cukup untuk terjadinya fusi nuklir dan untuk menghasilkan energi yang memadai guna mencegah keruntuhan bintang lebih lanjut.
As atomic nuclei are fused in the core, they emit energy in the form of gamma rays.
Ketika inti-inti atom berfusi di dalam inti bintang, mereka memancarkan energi dalam bentuk sinar gama.
These photons interact with the surrounding plasma, adding to the thermal energy at the core.
Foton-foton ini berinteraksi dengan plasma di sekitarnya, yang menambah energi termal pada inti tersebut.
Stars on the main sequence convert hydrogen into helium, creating a slowly but steadily increasing proportion of helium in the core.
Bintang-bintang di deret utama mengubah hidrogen menjadi helium, yang menciptakan proporsi helium yang perlahan namun terus meningkat di dalam intinya.
Eventually the helium content becomes predominant, and energy production ceases at the core.
Pada akhirnya, kandungan helium menjadi dominan, dan produksi energi pun berhenti di bagian inti.
Instead, for stars of more than 0.4 M☉, fusion occurs in a slowly expanding shell around the degenerate helium core.
Sebaliknya, untuk bintang-bintang yang bermassa lebih dari 0.4 M☉, fusi terjadi di sebuah cangkang yang perlahan mengembang di sekitar inti helium yang terdegenerasi.
In addition to hydrostatic equilibrium, the interior of a stable star will maintain an energy balance of thermal equilibrium.
Selain kesetimbangan hidrostatik, bagian dalam dari sebuah bintang yang stabil akan mempertahankan keseimbangan energi berupa kesetimbangan termal.
There is a radial temperature gradient throughout the interior that results in a flux of energy flowing toward the exterior.
Terdapat gradien suhu radial di seluruh bagian dalam yang menghasilkan fluks energi yang mengalir ke arah luar.
The radiation zone is the region of the stellar interior where the flux of energy outward is dependent on radiative heat transfer, since convective heat transfer is inefficient in that zone.
Zona radiasi adalah wilayah di bagian dalam bintang di mana fluks energi ke arah luar bergantung pada perpindahan panas radiatif, mengingat perpindahan panas konvektif tidaklah efisien di zona tersebut.
In this region the plasma will not be perturbed, and any mass motions will die out.
Di wilayah ini, plasma tidak akan terganggu, dan pergerakan massa apa pun akan mereda.
Where this is not the case, then the plasma becomes unstable and convection will occur, forming a convection zone.
Jika kondisinya tidak demikian, maka plasma menjadi tidak stabil dan konveksi akan terjadi, membentuk sebuah zona konveksi.
This can occur, for example, in regions where very high energy fluxes occur, such as near the core or in areas with high opacity (making radiatative heat transfer inefficient) as in the outer envelope.
Hal ini dapat terjadi, sebagai contoh, di wilayah yang memiliki fluks energi yang sangat tinggi, seperti di dekat inti atau di area dengan opasitas tinggi (yang membuat perpindahan panas radiatif menjadi tidak efisien) seperti pada selubung luar.
The occurrence of convection in the outer envelope of a main-sequence star depends on the star's mass.
Terjadinya konveksi di selubung luar dari sebuah bintang deret utama bergantung pada massa bintang tersebut.
Stars with several times the mass of the Sun have a convection zone deep within the interior and a radiative zone in the outer layers.
Bintang-bintang yang memiliki massa beberapa kali lipat massa Matahari memiliki zona konveksi jauh di dalam bagian interiornya dan zona radiatif di lapisan luarnya.
Smaller stars such as the Sun are just the opposite, with the convective zone located in the outer layers.
Bintang-bintang yang lebih kecil seperti Matahari memiliki kondisi yang berkebalikan, dengan zona konvektif berada di lapisan luar.
Red dwarf stars with less than 0.4 M☉ are convective throughout, which prevents the accumulation of a helium core.
Bintang katai merah dengan massa kurang dari 0.4 M☉ bersifat konvektif di seluruh bagiannya, yang mencegah terjadinya akumulasi inti helium.
For most stars the convective zones will vary over time as the star ages and the constitution of the interior is modified.
Bagi sebagian besar bintang, zona konvektifnya akan bervariasi seiring bertambahnya usia bintang dan berubahnya konstitusi di bagian dalam.
This is the layer at which the plasma of the star becomes transparent to photons of light.
Ini merupakan lapisan di mana plasma bintang menjadi transparan terhadap foton cahaya.
From here, the energy generated at the core becomes free to propagate into space.
Dari titik ini, energi yang dihasilkan di inti menjadi bebas untuk merambat ke luar angkasa.
It is within the photosphere that sun spots, regions of lower than average temperature, appear.
Di dalam fotosfer inilah bintik matahari, yakni wilayah dengan suhu lebih rendah dari rata-rata, muncul.
Above the level of the photosphere is the stellar atmosphere.
Di atas tingkat fotosfer terdapat atmosfer bintang.
In a main-sequence star such as the Sun, the lowest level of the atmosphere, just above the photosphere, is the thin chromosphere region, where spicules appear and stellar flares begin.
Pada sebuah bintang deret utama seperti Matahari, tingkat atmosfer terendah, tepat di atas fotosfer, adalah wilayah kromosfer tipis, tempat munculnya spikula dan bermulanya suar bintang.
Above this is the transition region, where the temperature rapidly increases within a distance of only 100 km (62 mi).
Di atasnya terdapat wilayah transisi, di mana suhunya meningkat dengan cepat dalam jarak hanya 100 km (62 mi).
Beyond this is the corona, a volume of super-heated plasma that can extend outward to several million kilometres.
Di luar lapisan ini terdapat korona, sebuah volume plasma superpanas yang dapat membentang ke luar hingga jutaan kilometer.
The existence of a corona appears to be dependent on a convective zone in the outer layers of the star.
Keberadaan korona tampaknya bergantung pada zona konvektif di lapisan-lapisan luar bintang tersebut.
Despite its high temperature, the corona emits very little light, due to its low gas density.
Terlepas dari suhunya yang tinggi, korona memancarkan sangat sedikit cahaya, dikarenakan kepadatan gasnya yang rendah.
The corona region of the Sun is normally only visible during a solar eclipse.
Wilayah korona pada Matahari biasanya hanya terlihat selama terjadinya gerhana matahari.
From the corona, a stellar wind of plasma particles expands outward from the star, until it interacts with the interstellar medium.
Dari korona, sebuah angin bintang berupa partikel-partikel plasma mengembang ke luar dari bintang, hingga berinteraksi dengan medium antarbintang.
For the Sun, the influence of its solar wind extends throughout a bubble-shaped region called the heliosphere.
Bagi Matahari, pengaruh angin suryanya membentang di seluruh wilayah berbentuk gelembung yang disebut heliosfer.
When nuclei fuse, the mass of the fused product is less than the mass of the original parts.
Ketika inti-inti atom berfusi, massa produk hasil fusinya lebih kecil daripada massa bagian-bagian aslinya.
This lost mass is converted to electromagnetic energy, according to the mass–energy equivalence relationship Em c 2 } .
Massa yang hilang ini diubah menjadi energi elektromagnetik, berdasarkan hubungan kesetaraan massa-energi Em c 2 } .
A variety of nuclear fusion reactions take place in the cores of stars, that depend upon their mass and composition.
Berbagai macam reaksi fusi nuklir terjadi di dalam inti bintang, yang bergantung pada massa dan komposisinya.
The hydrogen fusion process is temperature-sensitive, so a moderate increase in the core temperature will result in a significant increase in the fusion rate.
Proses fusi hidrogen sangat peka terhadap suhu, sehingga peningkatan suhu inti yang sedang saja akan menghasilkan peningkatan laju fusi yang signifikan.
All these reactions result in the overall reaction: 41H → 4He + 2γ + 2νe (26.7 MeV) where γ is a gamma ray photon, νe is a neutrino, and H and He are isotopes of hydrogen and helium, respectively.
Semua reaksi ini berujung pada reaksi keseluruhan: 41H → 4He + 2γ + 2νe (26,7 MeV) di mana γ adalah foton sinar gama, νe adalah neutrino, serta H dan
The energy released by this reaction is in millions of electron volts.
Energi yang dilepaskan oleh reaksi ini berada dalam kisaran jutaan elektronvolt.
Each individual reaction produces only a tiny amount of energy, but because enormous numbers of these reactions occur constantly, they produce all the energy necessary to sustain the star's radiation output.
secara terus-menerus ini, reaksi-reaksi tersebut menghasilkan seluruh energi yang dibutuhkan untuk menopang keluaran radiasi bintang tersebut.
In comparison, the combustion of two hydrogen gas molecules with one oxygen gas molecule releases only 5.7 eV. In more massive stars, helium is produced in a cycle of reactions catalyzed by carbon called the carbon-nitrogen-oxygen cycle.
Sebagai perbandingan, pembakaran dua molekul gas hidrogen dengan satu molekul gas oksigen hanya melepaskan energi sebesar 5,7 eV. Pada bintang-bintang yang lebih masif, helium dihasilkan dalam sebuah siklus reaksi yang dikatalisis oleh karbon, yang disebut siklus karbon-nitrogen-oksigen.
In evolved stars with cores at 100 million kelvin and masses between 0.5 and 10 M☉, helium can be transformed into carbon in the triple-alpha process that uses the intermediate element beryllium: 4He + 4He + 92 keV → 8*Be 4He + 8*Be + 67 keV → 12*C 12*C → 12C + γ + 7.4 MeV For an overall reaction of: 34He → 12C + γ + 7.2 MeV In massive stars, heavier elements can be burned in a contracting core through the neon-burning process and oxygen-burning process.
Pada bintang yang telah berevolusi dengan suhu inti mencapai 100 juta kelvin dan massa antara 0,5 hingga 10 M☉, helium dapat diubah menjadi karbon melalui proses tripel-alfa yang menggunakan unsur perantara berilium: 4He + 4He + 92 keV → 8*Be 4He + 8*Be + 67 keV → 12*C 12*C → 12C + γ + 7,4 MeV Dengan reaksi keseluruhan berupa: 34He → 12C + γ + 7,2 MeV Pada bintang-bintang masif, unsur-unsur yang lebih berat dapat dibakar di dalam inti yang mengerut melalui proses pembakaran neon dan proses pembakaran oksigen.
The final stage in the stellar nucleosynthesis process is the silicon-burning process that results in the production of the stable isotope iron-56.
Tahap akhir dari proses nukleosintesis bintang ini adalah proses pembakaran silikon yang berujung pada dihasilkannya isotop stabil besi-56.
List of proper names of stars Outline of astronomy Sidereal time Star clocks Star count Stars in fiction "How To Decipher Classification Codes".
Daftar nama tradisional bintang Garis besar astronomi Waktu sideris Jam bintang Perhitungan bintang Bintang dalam fiksi "How To Decipher Classification Codes".
Archived from the original on 11 February 2021.
Diarsipkan dari asli tanggal 11 February 2021.