stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Type Allocation Code

Type Allocation Code (disingkat TAC, bahasa Indonesia: Kode Alokasi Tipe) adalah bagian delapan digit awal dari kode IMEI 15 digit dan kode IMEISV 16 digit yang digunakan untuk mengidentifikasi perangkat nirkabel secara unik.
Type Allocation Code mengidentifikasi model tertentu (dan sering kali revisi) telepon nirkabel untuk digunakan pada jaringan nirkabel GSM, UMTS, LTE, 5G NR, iDEN, Iridium, atau jaringan nirkabel lain yang menggunakan IMEI.
Dua digit pertama TAC adalah Reporting Body Identifier, grup yang disetujui GSMA yang mengalokasikan TAC.
Sebelum 1 Januari 2003, standar global untuk IMEI dimulai dengan Type Approval Code (Kode Persetujuan Tipe) enam digit yang diikuti dengan Final Assembly Code (FAC, Kode Perakitan Akhir) dua digit. Type Approval Code (juga dikenal sebagai TAC) mengindikasikan bahwa perangkat tertentu telah disetujui oleh badan persetujuan GSM nasional dan FAC mengidentifikasi perusahaan yang telah membuat dan merakit perangkat (yang tidak selalu sama dengan nama merek yang tertera pada perangkat).
Mulai tanggal tersebut, banyak negara dan entitas anggota GSM (terutama Eropa) tidak lagi mengharuskan perangkat disetujui oleh badan nasional, dan beralih ke sistem di mana produsen perangkat mengatur sendiri pasar perangkat. Akibatnya, produsen sekarang cukup meminta Type Allocation Code delapan digit untuk model ponsel baru dari badan standar GSM internasional, alih-alih mengajukan perangkat untuk disetujui oleh badan peninjau nasional.
Baik TAC lama maupun baru secara unik mengidentifikasi sebuah model ponsel, meskipun beberapa model mungkin memiliki lebih dari satu kode, tergantung pada revisi, lokasi produksi, dan faktor lainnya.
Lihat pula

IMSI
Pranala luar

3GPP Change Request re Type Allocation Code
Check Detailed information about the IMEI Number
Bintang

Untuk kegunaan lain, lihat Bintang (disambiguasi).
Daerah pembentuk-bintang di Awan Magellan Besar.
Gambar warna semu dari Matahari, bintang deret utama tipe-G yang terdekat ke Bumi
Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya yang disebabkan oleh reaksi fusi nuklir yang menghasilkan energi yang terjadi di intinya. Perlu diperhatikan bahwa 'bintang semu' bukanlah bintang, tetapi planet yang memantulkan cahaya dari bintang lain dan terlihat bercahaya di langit seperti sebuah bintang.
Menurut ilmu astronomi, definisi bintang adalah:
Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 massa matahari) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi fusi nuklir.
Oleh sebab itu bintang katai putih dan bintang neutron yang sudah tidak menghasilkan energi tetap disebut sebagai bintang. Bintang terdekat dengan Bumi adalah Matahari pada jarak sekitar 149,680,000 kilometer, diikuti oleh Proxima Centauri dalam rasi bintang Sentaurus berjarak sekitar empat tahun cahaya.
Sejarah pengamatan

Bintang-bintang telah menjadi bagian dari setiap kebudayaan. Bintang-bintang digunakan dalam praktik-praktik keagamaan, dalam navigasi, dan bercocok tanam. Kalender Gregorian, yang digunakan hampir di semua bagian dunia, adalah kalender Matahari, mendasarkan diri pada posisi Bumi relatif terhadap bintang terdekat, Matahari.
Astronom-astronom awal seperti Tycho Brahe berhasil mengenali ‘bintang-bintang baru’ di langit (kemudian dinamakan novae) menunjukkan bahwa langit tidaklah kekal. Pada 1584 Giordano Bruno mengusulkan bahwa bintang-bintang sebenarnya adalah Matahari-matahari lain, dan mungkin saja memiliki planet-planet seperti Bumi di dalam orbitnya, ide yang telah diusulkan sebelumnya oleh filsuf-filsuf Yunani kuno seperti Democritus dan Epicurus. Pada abad berikutnya, ide bahwa bintang adalah Matahari yang jauh mendapat kesepakatan di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi pada tata surya, Isaac Newton mengusulkan bahwa bintang-bintang tersebar secara merata di seluruh langit, sebuah gagasan yang berasal dari teolog Richard Bentley.
Astronom Italia Geminiano Montanari merekam adanya perubahan luminositas pada bintang Algol pada 1667. Edmond Halley menerbitkan pengukuran pertama gerak diri dari sepasang bintang “tetap” dekat, memperlihatkan bahwa mereka berubah posisi dari sejak pengukuran yang dilakukan Ptolemaeus dan Hipparchus. Pengukuran langsung jarak bintang 61 Cygni dilakukan pada 1838 oleh Friedrich Bessel menggunakan teknik paralaks.
William Herschel adalah astronom pertama yang mencoba menentukan sebaran bintang di langit. Selama 1780an ia melakukan pencacahan di sekitar 600 daerah langit berbeda. Ia kemudian menyimpulkan bahwa jumlah bintang bertambah secara tetap ke suatu arah langit, yakni pusat galaksi Bima Sakti. Putranya John Herschel mengulangi pekerjaan yang sama di belahan bumi langit sebelah selatan dan menemukan hasil yang sama. Selain itu William Herschel juga menemukan bahwa beberapa pasangan bintang bukanlah bintang-bintang yang secara kebetulan berada dalam satu arah garis pandang, melainkan mereka memang secara fisik berpasangan membentuk sistem bintang ganda.
Penamaan

Artikel utama: Penamaan bintang, Konvensi penamaan bintang, dan Katalog bintang
Gagasan rasi bintang telah dikenal sejak zaman Babilonia. Para pengamat langit kuno membayangkan pola tertentu terbentuk oleh susunan bintang yang menonjol, dan menghubungkannya dengan cara tertentu dari alam atau mitologi mereka. Dua belas dari susunan ini terletak pada garis ekliptika dan menjadi dasar bagi astrologi. Banyak pula bintang-bintang individu yang menonjol diberi nama tersendiri, khususnya dengan penamaan Arab atau Latin.
Sebagaimana beberapa rasi bintang tertentu dan matahari, beberapa bintang juga memiliki mitologinya sendiri. Bagi orang Yunani kuno, beberapa "bintang", yang dikenal sebagai planet (bahasa Yunani: πλανήτης [planētēs], pengembara), mewakili berbagai dewa penting mereka yang menjadi sumber nama bagi planet Merkurius, Venus, Mars, Jupiter dan Saturnus. Uranus dan Neptunus juga adalah dewa-dewa Yunani dan Romawi, tetapi belum dikenal pada masa kuno karena sinarnya yang redup. Nama keduanya diberikan oleh para astronom berikutnya.
Kira-kira tahun 1600, nama rasi bintang digunakan untuk menamakan bintang-bintang dalam wilayah langitnya. Astronom Jerman Johann Bayer menciptakan serangkaian peta bintang yang menggunakan huruf Yunani sebagai nama bagi bintang-bintang pada tiap rasi bintang. Setelah itu tata penomoran berdasarkan asensio rekta bintang diciptakan oleh John Flamsteed dan ditambahkan ke katalog bintang dalam bukunya "Historia coelestis Britannica" (edisi tahun 1712). Tata nomor ini nantinya akan dikenal sebagai Penamaan Flamsteed atau Penomoran Flamsteed.
Satu-satunya otoritas yang diakui secara internasional dalam penamaan benda angkasa adalah Persatuan Astronomi Internasional (International Astronomical Union, IAU). Terdapat sejumlah perusahaan swasta yang menjual nama-nama bintang, yang menurut Perpustakaan Britania merupakan perusahaan komersial tak teregulasi. Namun IAU telah memutuskan hubungan dengan praktik komersial ini, dan nama-nama tersebut tidak diakui dan tidak dipergunakan oleh IAU. Salah satu perusahaan penamaan yang demikian adalah International Star Registry (ISR) yang pada tahun 1980-an dituduh melakukan praktik penipuan karena membuat seolah-olah nama-nama yang mereka berikan resmi. Praktik ISR yang sudah berhenti ini secara informal dilabeli sebagai penipuan dan kecurangan, dan Departemen Urusan Konsumen Kota New York menerbitkan sebuah peringatan bagi ISR karena melakukan praktik dagang yang menyesatkan.
Radiasi

Energi yang dihasilkan oleh bintang dari fusi nuklir memancar ke ruang angkasa dalam bentuk radiasi elektromagnetik dan radiasi partikel. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang terwujud dalam bentuk angin bintang, yang mengalirkan proton bebas, partikel alfa bermuatan listrik, dan partikel beta dari lapisan luar bintang. Terdapat juga aliran tetap neutrino yang berasal dari inti bintang, walaupun neutrino-neutrino ini hampir tidak bermassa.
Bintang bersinar sangat terang akibat produksi energi pada intinya, yang menggabungkan dua atau lebih inti atom dan membentuk inti atom tunggal unsur yang lebih berat serta melepaskan foton sinar gama dalam prosesnya. Begitu energi ini mencapai lapisan luar bintang, energi ini diubah ke dalam bentuk lain sebagai energi elektromagnetik yang berfrekuensi lebih rendah, misalnya cahaya tampak.
Warna bintang, yang ditentukan oleh frekuensi cahaya tampaknya yang paling kuat, tergantung pada suhu lapisan luar bintang, termasuk fotosfernya. Selain cahaya tampak, bintang juga memancarkan bentuk-bentuk lain radiasi elektromagnetik yang tidak kasatmata. Sebenarnya radiasi elektromagnetik bintang meliputi keseluruhan spektrum elektromagnetik, dari yang panjang gelombangnya terpanjang yaitu gelombang radio, ke inframerah, cahaya tampak, ultraungu, hingga sinar X dan sinar gama yang panjang gelombangnya paling pendek. Jika dilihat dari jumlah keseluruhan energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang, tidak semua komponen radiasi elektromagnetik bintang memiliki jumlah yang signifikan, tetapi seluruh frekuensi tersebut memberikan kita wawasan tentang fisik bintang.
Dengan menggunakan spektrum bintang, astronom dapat menentukan suhu permukaan, gravitasi permukaan, metalisitas, dan kecepatan rotasi sebuah bintang. Jika jarak sebuah bintang diketahui, misalnya dengan mengukur paralaksnya, maka luminositasnya dapat dihitung. Massa, jari-jari, gravitasi permukaan dan periode rotasi dapat diperkirakan dengan berdasarkan model bintang. (Massa bintang-bintang dalam sistem biner dapat dihitung dengan mengukur jarak dan kecepatan orbitnya. Efek lensa-mikro gravitasi dipergunakan untuk mengukur massa bintang tunggal.) Dengan menggunakan parameter-parameter ini, astronom juga dapat memperkirakan umur sebuah bintang.
Radiasi > Luminositas

Luminositas bintang adalah jumlah cahaya dan bentuk energi radiasi lainnya yang dipancarkan oleh bintang per satuan waktu. Luminositas bintang diukur dalam satuan daya (watt). Luminositas bintang ditentukan oleh ukuran jari-jari dan suhu permukaannya. Dengan menganggap bahwa sebuah bintang adalah benda hitam sempurna, maka luminositasnya adalah:
di mana L adalah luminositas, σ adalah tetapan Stefan-Boltzmann, R adalah jari-jari bintang dan Te adalah temperatur efektif bintang.
Jika jarak bintang dapat diketahui, misalnya dengan menggunakan metode paralaks, luminositas sebuah bintang dapat ditentukan melalui hubungan
dengan E adalah fluks pancaran, L adalah luminositas dan d adalah jarak bintang ke pengamat.
Namun banyak bintang yang memancarkan cahaya dengan fluks (jumlah energi yang dipancarkan per satuan luas) yang tidak seragam di seluruh permukaannya. Bintang Vega yang berputar sangat cepat, misalnya, memiliki fluks energi yang lebih tinggi pada kutub-kutubnya dibandingkan dengan ekuatornya.
Noda-noda di permukaan bintang yang memiliki suhu dan luminositas yang lebih rendah dari rata-rata disebut dengan bintik bintang. Bintang katai yang kecil, seperti matahari kita, umumnya memiliki permukaan yang cukup mulus dengan hanya sedikit bintik bintang. Bintang-bintang raksasa yang lebih besar memiliki bintik bintang yang lebih besar dan lebih kelihatan,
 dan bintang-bintang ini juga menunjukkan penggelapan pinggiran yang lebih kuat. Penggelapan pinggiran adalah penurunan tingkat kecerahan cahaya pada cakram bintang mendekati daerah pinggirannya. Bintang-bintang suar katai merah seperti UV Ceti dapat memiliki bintik bintang yang menonjol di permukaannya.
Satuan pengukuran

Kebanyakan parameter-parameter bintang dinyatakan dalam satuan SI, tetapi satuan cgs kadang-kadang digunakan (misalnya luminositas dinyatakan dalam satuan erg per detik). Penggunaan satuan cgs lebih bersifat tradisi daripada sebuah konvensi. Namun pada praktiknya sering kali massa, luminositas dan jari-jari bintang dinyatakan dalam satuan matahari, mengingat matahari adalah bintang yang paling banyak dipelajari dan diketahui parameter-parameter fisisnya. Untuk matahari, parameter-parameter berikut diketahui:
| --- | --- |
massa matahari:: M⊙ = 1.9891 × 1030 kg
luminositas matahari:: L⊙ = 3.827 × 1026 watt
radius matahari: R⊙ = 6.960 × 108 m
Ukuran panjang yang sangat besar, misalnya panjang sumbu semi-mayor orbit tata bintang ganda, sering kali dinyatakan dalam satuan astronomi (AU = astronomical unit), yaitu jarak rata-rata antara bumi dan matahari.
Sifat dan karakteristik

Hampir semua hal menyangkut sebuah bintang dipengaruhi oleh massa awalnya, termasuk sifat-sifat penting seperti ukuran dan luminositas, demikian juga dengan evolusi, umur dan kondisi akhirnya.
Sifat dan karakteristik > Diameter

Karena jaraknya yang sangat jauh dari bumi, semua bintang kecuali matahari terlihat hanya seperti titik yang bersinar di langit malam jika dilihat dengan mata telanjang, dan berkelip akibat efek dari atmosfer bumi. Matahari juga adalah sebuah bintang, tetapi berjarak cukup dekat dengan bumi sehingga terlihat seperti cakram di langit serta mampu menerangi bumi. Selain matahari, bintang dengan ukuran tampak terbesar adalah R Doradus, yang itu pun hanya 0,057 detik busur.
Cakram sebagian besar bintang terlalu kecil diameter sudutnya untuk dapat diamati dengan teleskop optis bumi yang ada saat ini, sehingga dibutuhkan teleskop interferometer untuk menghasilkan citra sebuah bintang. Teknik lain untuk mengukur diameter sudut bintang adalah lewat okultasi. Dengan mengukur secara tepat penurunan terang cahaya sebuah bintang saat terjadi okultasi dengan bulan (atau peningkatan terang cahaya bintang saat bintang tersebut muncul kembali), diameter sudut bintang tersebut dapat dihitung.
Ukuran bintang sangat beragam, mulai dari bintang neutron, yang hanya berdiameter antara 20 sampai 40 km, hingga bintang maharaksasa seperti Betelgeuse di rasi bintang Orion, yang berdiameter sekitar 650 kali diameter matahari atau sekitar 900 juta km. Namun Betelgeuse memiliki kepadatan yang jauh lebih rendah dari matahari.
Sifat dan karakteristik > Kinematika

Artikel utama: Kinematika bintang
Gerak relatif sebuah bintang terhadap matahari dapat memberikan informasi penting mengenai asal mula dan umur bintang tersebut, bahkan juga mengenai struktur dan evolusi galaksi di sekitarnya. Komponen gerak sebuah bintang terdiri atas kecepatan radialnya menuju atau menjauhi matahari, dan pergeseran melintangnya yang disebut gerak diri.
Kecepatan radial sebuah bintang diukur lewat pergeseran doppler pada garis spektrumnya dan dinyatakan dalam satuan kilometer per detik. Gerak diri sebuah bintang ditentukan lewat pengukuran astronomis yang teliti dalam satuan milidetik busur per tahun. Dengan menentukan paralaks sebuah bintang, gerak diri dapat kemudian dikonversikan ke dalam satuan kecepatan. Bintang dengan kecepatan gerak diri yang tinggi kemungkinan besar berjarak dekat dengan matahari, sehingga cocok untuk diukur paralaksnya.
Saat kecepatan kedua gerak tersebut diketahui kecepatan ruang bintang relatif terhadap matahari atau Bima Sakti dapat dihitung. Di antara bintang-bintang sekitar kita, diketahui bahwa bintang-bintang populasi I yang lebih muda biasanya memiliki kecepatan yang lebih rendah dibandingkan bintang-bintang populasi II yang lebih tua. Bintang populasi II memiliki orbit elips yang terinklinasi terhadap bidang galaksi Bima Sakti. Perbandingan kinematika berbagai bintang di sekitar matahari juga menyebabkan ditemukannya himpunan bintang yang kemungkinan besar adalah kumpulan bintang dengan lokasi asal yang sama dalam awan molekul raksasa.
Sifat dan karakteristik > Komposisi kimia

Lihat pula: Metalisitas
Saat terbentuk, bintang-bintang di galaksi Bima Sakti massanya terdiri dari sekitar 71% hidrogen dan 27% helium, dan sisanya sedikit unsur-unsur yang lebih berat. Biasanya porsi unsur-unsur berat diketahui dengan mengukur jumlah muatan besi yang terkandung dalam atmosfer bintang, sebab besi adalah unsur yang umum dan garis spektrum serapannya relatif mudah untuk dihitung. Karena awan molekul tempat bintang terbentuk terus menerus diperkaya dengan unsur-unsur yang lebih berat, pengukuran terhadap komposisi kimia sebuah bintang dapat digunakan untuk menentukan umurnya. Porsi unsur-unsur yang lebih berat juga dapat dijadikan sebagai petunjuk apakah sebuah bintang memiliki sistem planet atau tidak.
Bintang dengan kandungan besi terendah yang pernah diukur adalah bintang katai HE1327-2326, dengan kandungan besi hanya 1/200.000 dari kandungan besi matahari. Sebaliknya, bintang kaya logam μLeonis, memiliki kandungan yang hampir dua kali lipat milik matahari, sedang bintang berplanet 14 Herculis, memiliki kandungan yang hampir tiga kali lipat milik matahari. Ada juga bintang yang komposisi kimianya ganjil, yang menunjukkan kelimpahan luar biasa unsur-unsur tertentu dalam spektrumnya; khususnya krom dan logam tanah jarang.
Sifat dan karakteristik > Massa

Artikel utama: Massa bintang
Salah satu bintang paling masif yang diketahui adalah Eta Carinae. Dengan massa hingga 100–150 kali massa matahari, bintang ini pun memiliki jangka hidup yang hanya beberapa juta tahun. Penelitian terhadap gugus Arches menunjukkan bahwa batas tertinggi massa bintang dalam era sekarang alam semesta adalah 150 kali massa matahari. Alasan untuk batas ini belum diketahui secara pasti, tetapi sebagiannya disebabkan oleh luminositas Eddington, yaitu jumlah maksimal luminositas yang dapat melewati atmosfer bintang tanpa harus melontarkan gas ke ruang angkasa. Namun, sebuah bintang bernama R136a1 dalam gugus bintang RMC136a, diukur memiliki massa 265 kali massa matahari, membuat batas tersebut dipertanyakan. Sebuah penelitian menunjukkan bahwa bintang-bintang dalam gugus bintang R136 yang bermassa lebih besar dari 150 kali massa matahari terbentuk akibat tabrakan dan penggabungan bintang-bintang masif dari beberapa sistem biner yang berdekatan; sehingga bintang-bintang tersebut mampu melewati batas 150 kali massa matahari.
Bintang-bintang pertama yang terbentuk setelah Dentuman besar kemungkinan berukuran lebih besar dari yang ada sekarang, mencapai hingga 300 kali massa matahari, bahkan lebih, akibat tiadanya unsur yang lebih berat dari litium dalam kandungannya. Namun, generasi bintang-bintang populasi III yang masif ini sudah lama punah dan hanya ada secara teoretis.
Dengan massa hanya 93 kali massa Jupiter, AB Doradus C, bintang teman AB Doradus A, merupakan bintang terkecil yang diketahui masih melakukan fusi nuklir dalam intinya. Untuk bintang dengan metalisitas yang mirip dengan matahari, massa minimum teoretis yang dapat dimiliki bintang, tetapi masih tetap dapat melakukan fusi nuklir di intinya, diperkirakan adalah sekitar 75 kali massa Jupiter. Namun jika metalisitas sebuah bintang sangat rendah, massa minimumnya adalah sekitar 8,3% dari massa matahari atau sekitar 87 kali massa Jupiter, berdasarkan penelitian terkini atas bintang-bintang paling redup. Bintang yang lebih kecil lagi disebut katai cokelat, yang menempati daerah abu-abu yang belum terdefenisi secara jelas antara bintang dan raksasa gas.
Besar gravitasi permukaan sebuah bintang ditentukan oleh diameter dan massanya. Bintang-bintang raksasa memiliki gravitasi permukaan yang jauh lebih rendah dari bintang-bintang deret utama, sementara kebalikannya untuk bintang-bintang kompak seperti katai putih. Gravitasi permukaan mempengaruhi tampilan spektrum sebuah bintang, dengan gravitasi yang lebih tinggi menyebabkan pelebaran garis serapan.
Sifat dan karakteristik > Medan magnet

Artikel utama: Medan magnet bintang
Medan magnet sebuah bintang dihasilkan di bagian dalam bintang tempat sirkulasi konveksi terjadi. Gerakan plasma konduktif ini berfungsi seperti dinamo, menghasilkan medan magnet yang meliputi seluruh bintang. Kuatnya medan magnet sebuah bintang bergantung pada massa dan kandungan bintang tersebut, dan jumlah aktivitas magnet permukaan bintang bergantung pada kecepatan rotasi bintang. Aktivitas permukaan ini menghasilkan bintik bintang, yang merupakan wilayah permukaan bintang dengan medan magnet yang kuat namun bersuhu jauh lebih rendah dari wilayah permukaan lainnya. Lengkungan korona adalah medan magnet yang melengkung dan mencapai hingga ke dalam korona dari daerah aktif bintang. Semburan bintang adalah semburan partikel-partikel tinggi energi yang terpancar akibat aktivitas magnetis yang sama..
Bintang-bintang muda yang berputar cepat cenderung memiliki tingkat aktivitas permukaan yang tinggi akibat pengaruh medan magnetnya. Medan magnet ini juga dapat memengaruhi angin bintang, yang bertindak seperti rem dan perlahan memperlambat laju rotasi bintang seiring dengan menuanya sebuah bintang. Oleh karena itu, bintang-bintang yang lebih tua seperti matahari, memiliki laju rotasi yang dan aktivitas permukaan yang lebih rendah. Tingkat aktivitas permukaan bintang dengan laju rotasi yang lambat cenderung berupa sebuah siklus, dan terkadang malah tidak ada sama sekali untuk jangka waktu tertentu. Sepanjang masa minimum Maunder misalnya, matahari hampir tidak menunjukkan aktivitas bintik matahari selama 70 tahun.
Sifat dan karakteristik > Rotasi

Artikel utama: Rotasi bintang
Laju rotasi bintang dapat ditentukan lewat spektroskopi, atau dapat diukur dengan lebih tepat lagi dengan mengamati laju rotasi bintik bintang. Bintang-bintang muda dapat memiliki laju rotasi yang tinggi, hingga di atas 100 km/s diukur pada ekuatornya. Bintang kelas B Achernar, misalnya, memiliki laju rotasi sekitar 225 km/s atau lebih pada ekuatornya, menyebabkan daerah ekuatornya menonjol keluar sehingga bintang ini memiliki diameter ekuator yang lebih dari 1,5 kali jarak antar kutubnya. Laju rotasi ini hanya sedikit di bawah laju rotasi kritis sebesar 300 km/s yang akan menyebabkan sebuah bintang hancur. Sebaliknya, matahari hanya berputar sekali selama 25–35 hari, dengan laju rotasi ekuator 1,99 km/s. Medan magnet dan angin bintang memperlambat laju rotasi bintang-bintang deret utama secara signifikan seiring dengan berkembangnya sebuah bintang dalam deret utama.
Bintang degenerat adalah bintang yang telah menyusut menjadi massa yang kompak dan mengakibatkan laju rotasi tinggi. Namun laju rotasi ini masih lebih rendah dari yang diperkirakan oleh hukum kekekalan momentum sudut. Sebagian besar momentum sudut bintang tersebut menghilang akibat hilangnya massa bintang oleh angin bintang. Meskipun demikian, laju rotasi bintang pulsar bisa sangat tinggi. Bintang pulsar di pusat Nebula kepiting misalnya, berputar 30 kali dalam sedetik. Laju rotasi bintang pulsar akan perlahan melambat akibat emisi radiasi.
Sifat dan karakteristik > Suhu

Suhu permukaan bintang deret utama ditentukan oleh laju penghasilan energi di intinya yang umumnya diperkirakan dari indeks warna bintang. Biasanya suhu ini dinyatakan dengan suhu efektif, yang merupakan suhu jika sebuah bintang dianggap sebagai benda hitam ideal yang memancarkan energi dengan luminositas yang sama di seluruh permukaannya. Jadi suhu efektif hanyalah sebuah gambaran, karena suhu pada sebuah bintang semakin tinggi jika semakin dekat dengan intinya. Suhu di daerah inti sebuah bintang mencapai hingga beberapa juta derajat celsius.
Suhu sebuah bintang menentukan laju ionisasi berbagai unsur di dalamnya, juga menentukan sifat garis serapan spektrumnya. Suhu permukaan, magnitudo absolut dan sifat serapan spektrografi bintang digunakan sebagai dasar untuk pengklasifikasian bintang (lihat klasifikasi bintang di bawah)
Bintang masif dalam deret utama dapat bersuhu hingga 50.000 °C. Sedang bintang yang lebih kecil, seperti matahari, memiliki suhu permukaan beberapa ribu derajat celcius. Raksasa merah memiliki suhu permukaan yang relatif rendah sekitar 3.300 °C, tetapi bintang ini memiliki luminositas yang tinggi karena permukaan luarnya yang luas.