stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Bintang
Sifat dan karakteristik > Umur

Sebagian besar bintang berumur antara 1–10 miliar tahun. Beberapa bintang mungkin bahkan berumur mendekati 13,8 miliar tahun–umur teramati alam semesta. Bintang tertua yang ditemukan hingga saat ini, HE 1523-0901, diperkirakan berumur 13,2 miliar tahun.
Semakin tinggi massa sebuah bintang maka semakin pendek pula umurnya. Hal ini terutama disebabkan karena bintang dengan massa yang tinggi akan memiliki tekanan yang tinggi pula pada intinya yang menyebabkannya membakar hidrogen dengan lebih cepat. Bintang-bintang paling masif bertahan rata-rata hanya beberapa juta tahun, sementara bintang dengan massa minimum (katai merah) membakar bahan bakarnya dengan perlahan dan bertahan hingga puluhan sampai ratusan miliar tahun.
Klasifikasi

Artikel utama: Klasifikasi bintang
| Kelas | Suhu | Contoh bintang |
| --- | --- | --- |
| O | lebih dari 33.000 K | Zeta Ophiuchi |
| B | 10.500–30.000 K | Rigel |
| A | 7.500–10.000 K | Altair |
| F | 6.000–7.200 K | Procyon A |
| G | 5.500–6.000 K | Matahari |
| K | 4.000–5.250 K | Epsilon Indi |
| M | 2.600–3.850 K | Proxima Centauri |
Sistem klasifikasi bintang yang ada saat ini berasal dari awal abad ke-20, ketika bintang diklasifikasikan dari A hingga Q berdasarkan kekuatan garis hidrogennya. Pada saat itu belum diketahui bahwa yang paling berpengaruh terhadap kekuatan garis hidrogen adalah suhu; kekuatan garis hidrogen mencapai puncaknya pada suhu 9.000 K (8.730 °C) dan melemah baik pada suhu yang lebih tinggi maupun rendah. Saat sistem klasifikasi diatur ulang berdasarkan suhu, bentuknya semakin mendekati sistem modern yang kita pergunakan saat ini.
Bintang diberi klasifikasi huruf tunggal berdasarkan spektrumnya, dari tipe O yang sangat panas sampai M yang begitu dingin hingga molekul dapat terbentuk pada atmosfernya. Klasifikasi utama berdasarkan suhunya, dari yang tertinggi ke terendah, adalah O, B, A, F, G, K, dan M. Beberapa bintang dengan jenis spektrum yang langka memiliki klasifikasi khusus tersendiri. Paling umumnya adalah kategori L dan T, yang meliputi bintang dengan suhu dan massa yang rendah serta katai cokelat. Tiap huruf dibagi lagi dalam 10 subbagian yang diberi nomor 0–9, dari suhu yang tertinggi ke yang terendah. Namun sistem ini kurang tepat pada suhu yang sangat tinggi, yaitu bahwa kemungkinan bintang kelas O0 dan O1 tidak ada.
Selain itu bintang juga dapat diklasifikasikan berdasarkan efek luminositas dalam garis spektrumnya, yang sebanding dengan ukuran dan kuat gravitasi permukaannya. Pengklasifikasian ini dikenal dengan sistem klasifikasi Yerkes dan membagi bintang ke dalam kelas-kelas berikut:
| --- | --- |
 0 : Maha maha raksasa
 I : Maharaksasa
 II : Raksasa terang
 III : Raksasa
 IV : Sub-raksasa
 V : Deret utama (katai)
 VI : Sub-katai
 VII : Katai putih

Sebagian besar bintang masuk dalam deret utama yang terdiri dari bintang-bintang pembakar hidrogen biasa. Bintang-bintang ini membentuk pita diagonal tipis dalam grafik bintang berdasarkan magnitudo absolutnya dan jenis spektrumnya (diagram Hertzsprung-Russell). Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem klasifikasi di atas. Matahari kita misalnya, adalah sebuah bintang katai kuning deret utama kelas G2V yang memiliki suhu dan ukuran sedang.
Penamaan tambahan, dalam bentuk huruf kecil, dapat ditulis di belakang klasifikasi spektrum bintang untuk menunjukkan fitur khusus spektrum bintang tersebut. Misalnya, huruf "e" dapat menunjukkan adanya garis emisi; "m" menunjukkan tingkat logam (metal) yang luar biasa tinggi, dan "var" dapat berarti jenis spektrum yang bervariasi.
Bintang katai putih memiliki klasifikasi tersendiri yang dimulai dengan huruf D. Penggolongan ini dibagi lagi ke dalam kelas-kelas DA, DB, DC, DO, DZ, dan DQ, tergantung jenis garis spektrumnya yang menonjol. Lalu di belakangnya diikuti dengan nilai angka yang menunjukkan indeks suhunya.
Distribusi

Selain berdiri sendiri, bintang bisa juga berada dalam sistem multibintang. Sistem multibintang dapat terdiri dari dua atau lebih bintang yang terikat secara gravitasi dan saling mengorbit satu sama lain. Jenis sistem multibintang yang paling sederhana dan sering ditemui adalah bintang biner. Selain itu telah ditemukan juga sistem multibintang yang memiliki tiga atau lebih bintang. Sistem multibintang yang demikian sering kali secara hierarkis tersusun dari beberapa bintang biner untuk mempertahankan stabilitas orbit bintang-bintangnya. Terdapat juga kelompok yang lebih besar yang disebut gugus bintang. Gugus bintang berkisar dari himpunan bintang yang tidak begitu padat dengan hanya beberapa bintang, hingga gugus bola yang luar biasa besar dengan ratusan ribu bintang.
Telah lama dianggap bahwa sebagian besar bintang berada dalam sistem multibintang yang terikat secara gravitasi. Hal ini khususnya benar untuk bintang-bintang masif kelas O dan B, yang dipercaya 80% populasinya berada dalam sistem multibintang. Namun semakin kecil bintang maka semakin banyak pula populasi jenisnya yang berada dalam sistem bintang tunggal. Hanya 25% katai merah yang diketahui berada dalam sistem multibintang dan karena 85% dari keseluruhan bintang adalah katai merah, maka mungkin sekali sebagian besar bintang dalam Bima Sakti adalah tunggal sejak terbentuk.
Bintang-bintang tidak menyebar secara merata di alam semesta, tetapi biasanya berkelompok membentuk galaksi bersamaan dengan debu dan gas antarbintang. Sebuah galaksi biasa mengandung ratusan miliar bintang, dan terdapat lebih dari 100 miliar (1011) galaksi dalam alam semesta teramati. Berdasarkan sebuah cacah bintang pada tahun 2010 diperkirakan terdapat 300 triyar (3 × 1023) bintang dalam alam semesta teramati.
Walau sering dipercaya bahwa bintang hanya terdapat dalam galaksi, telah ditemukan bintang-bintang yang berada di luar galaksi (bintang antargalaksi).
Bintang terdekat dengan bumi selain matahari adalah Proxima Centauri yang berjarak sekitar 4,2 tahun cahaya atau kira-kira 39,9 triliun kilometer. Jika jarak ini ditempuh dengan kecepatan orbit pesawat ulang-alik (8 km/s–hampir 30.000 km/jam), maka akan dibutuhkan waktu kira-kira 150.000 tahun untuk sampai. Jarak seperti ini adalah jarak antar bintang yang umum dalam piringan galaksi, termasuk di lingkungan sekitar tata surya. Bintang-bintang dapat sangat berdekatan di pusat galaksi dan dalam gugus bola atau terpisah sangat jauh dalam halo galaksi.
Karena jarak antar bintang yang relatif sangat jauh dalam galaksi selain pada daerah pusat galaksi, tabrakan antar bintang diperkirakan jarang terjadi. Pada daerah yang lebih padat seperti inti gugus bola atau pusat galaksi, tabrakan antar bintang dapat sering terjadi. Tabrakan seperti ini dapat menghasilkan apa yang dikenal dengan bintang pengelana biru (blue straggler). Bintang-bintang abnormal ini memiliki suhu permukaan yang lebih tinggi dari bintang-bintang deret utama lainnya dalam sebuah gugus bintang dengan luminositas yang sama. Istilah pengelana merujuk pada lokasinya yang berada di luar garis evolusi normal bintang lain pada diagram Hertzsprung-Russel gugus bintangya.
Evolusi

Artikel utama: Evolusi Bintang
Struktur, evolusi, dan nasib akhir sebuah bintang sangat dipengaruhi oleh massanya. Selain itu, komposisi kimia juga ikut mengambil peran dalam skala yang lebih kecil.
Evolusi > Terbentuknya bintang

Artikel utama: Pembentukan bintang
Bintang terbentuk di dalam awan molekul; yaitu sebuah daerah medium antarbintang yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuah vacuum chamber yang ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri dari hidrogen dengan sekitar 23–28% helium dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa nukleosintesis Big Bang pada saat awal alam semesta.
Gravitasi mengambil peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam awan molekul yang dapat memiliki massa ribuan kali Matahari. Ketidakstabilan ini sering kali dipicu oleh gelombang kejut dari supernova atau tumbukan antara dua galaksi. Sekali sebuah wilayah mencapai kerapatan materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya instabilitas Jeans, awan tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.
Berdasarkan syarat instabilitas Jeans, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, melainkan dalam kelompok yang berasal dari suatu keruntuhan di suatu awan molekul yang besar, kemudian terpecah menjadi konglomerasi individual. Hal ini didukung oleh pengamatan di mana banyak bintang berusia sama tergabung dalam gugus atau asosiasi bintang.
Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu dan gas yang padat yang disebut sebagai globula Bok. Globula Bok ini dapat memiliki massa hingga 50 kali Matahari. Runtuhnya globula membuat bertambahnya kerapatan. Pada proses ini energi gravitasi diubah menjadi energi panas sehingga temperatur meningkat. Ketika awan protobintang ini mencapai kesetimbangan hidrostatik, sebuah protobintang akan terbentuk di intinya. Bintang pra deret utama ini sering kali dikelilingi oleh piringan protoplanet. Pengerutan atau keruntuhan awan molekul ini memakan waktu hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang mencapai kisaran 10 juta kelvin, hidrogen di inti 'terbakar' menjadi helium dalam suatu reaksi termonuklir. Reaksi nuklir di dalam inti bintang menyuplai cukup energi untuk mempertahankan tekanan di pusat sehingga proses pengerutan berhenti. Protobintang kini memulai kehidupan baru sebagai bintang deret utama.
Evolusi > Deret Utama

Artikel utama: Deret utama
Bintang menghabiskan sekitar 90% umurnya untuk membakar hidrogen dalam reaksi fusi yang menghasilkan helium dengan temperatur dan tekanan yang sangat tinggi di intinya. Pada fase ini bintang dikatakan berada dalam deret utama dan disebut sebagai bintang katai.
Evolusi > Akhir sebuah bintang

Ketika kandungan hidrogen di teras bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyak hidrogen mengembang dan bertukar warna merah dan disebut bintang raksaksa merah yang dapat mencapai 100 kali ukuran Matahari sebelum membentuk bintang katai putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar dari matahari, bintang tersebut akan membentuk superraksaksa merah. Superraksaksa merah ini kemudiannya membentuk Nova atau Supernova dan kemudiannya membentuk bintang neutron atau Lubang hitam.
Bintang variabel

Artikel utama: Bintang variabel
Bintang variabel adalah bintang yang luminositasnya berubah-ubah baik secara berkala maupun secara acak, yang disebabkan oleh faktor dari dalam maupun luar bintang tersebut. Bintang-bintang variabel yang diakibatkan faktor dalam bintang itu sendiri dapat digolongkan dalam tiga kategori utama.
Jenis yang pertama adalah bintang variabel berdenyut. Dalam evolusi bintang, beberapa bintang memasuki fase di mana mereka dapat berubah menjadi bintang variabel berdenyut. Bintang variabel jenis ini berubah-ubah radius dan luminositasnya sepanjang waktu, mengembang dan mengerut dengan selang waktu dari beberapa menit hingga bertahun-tahun, tergantung ukuran bintang tersebut. Kategori ini termasuk bintang variabel chepeid dan mirip chepeid, serta bintang variabel periode panjang seperti Mira.
Yang kedua adalah bintang variabel eruptif, yaitu bintang yang mengalami lonjakan luminositas tiba-tiba akibat peristiwa semburan maupun peristiwa pelontaran materi bintang yang berlangsung massal. Kategori ini termasuk protobintang, bintang Wolf-Rayet dan bintang suar serta bintang raksasa dan maharaksasa.
Yang terakhir adalah bintang variabel eksplosif atau kataklismis termasuk di antaranya bintang nova dan supernova. Sistem bintang biner yang salah satu di antara bintangnya adalah katai putih, dapat menghasilkan ledakan jenis tertentu secara luar biasa, termasuk nova dan supernova tipe 1a. Ledakan tersebut tercipta ketika katai putih menyedot hidrogen dari bintang pasangannya, meningkatkan massanya hingga hidrogen di dalamnya mengalami fusi. Beberapa nova terjadi berulang-ulang, dengan ledakan berkala yang memiliki amplitudo rendah.
Bintang juga dapat berubah-ubah luminositasnya akibat faktor-faktor luar, misalnya bintang biner gerhana, juga bintang yang memiliki bintik bintang yang luar biasa dan berotasi. Contoh paling terkenal bintang biner gerhana adalah Algol yang biasanya berubah-ubah magnitudonya antara 2,5 sampai 3,5 dengan periode 2,87 hari.
Jalur reaksi fusi nuklir

Artikel utama: Nukleosintesis bintang
Diagram rantai proton-proton
Siklus karbon-nitrogen-oksigen
Berbagai reaksi fusi nuklir yang berbeda berlangsung dalam inti bintang sebagai bagian dari nukleosintesis bintang, dengan bergantung pada massa dan komposisinya. Massa bersih inti atom yang terfusi lebih kecil dari jumlah massa inti-inti atom pembentuknya. Massa yang hilang ini dilepaskan sebagai energi elektromagnetik, sesuai dengan hukum kesetaraan massa-energi di mana E = mc2.
Proses fusi hidrogen adalah proses yang peka suhu. Sedikit saja peningkatan suhu inti akan menyebabkan peningkatan laju fusi yang cukup besar. Akibatnya, suhu inti bintang-bintang deret utama hanya bervariasi dari 4 juta derajat celsius untuk bintang kelas M yang kecil hingga 40 juta derajat celsius untuk bintang kelas O yang masif.
Pada inti matahari yang bersuhu 10 juta derajat celsius, hidrogen di-fusi hingga membentuk helium dalam reaksi rantai proton-proton:
Reaksi-reaksi ini menghasilkan reaksi keseluruhan:
di mana e+ adalah positron, γ adalah foton sinar gama, νe adalah neutrino, dan H dan He masing-masing isotop hidrogen dan helium. Energi yang dilepaskan oleh reaksi adalah dalam jutaan elektronvolt, yang sebenarnya hanyalah jumlah energi yang sangat kecil. Namun reaksi ini terus-menerus terjadi dalam jumlah yang banyak, menghasilkan seluruh energi yang dibutuhkan untuk mempertahankan produksi radiasi bintang.
| Unsur | Massamatahari |
| --- | --- |
Hidrogen: 0,01
Helium: 0,4
Karbon: 5
Neon: 8
Dalam bintang yang lebih masif, helium dihasilkan dalam siklus reaksi yang dikatalisasi oleh karbon yang disebut siklus karbon-nitrogen-oksigen.
Dalam bintang yang sudah berkembang, dengan suhu inti 100 juta derajat celsius dan massa antara 0,5 dan 10 kali massa matahari, helium dapat diubah menjadi karbon lewat proses tripel alfa yang menggunakan berilium sebagai unsur perantaranya:
Dengan keseluruhan reaksi berupa:
Dalam bintang masif, unsur-unsur yang lebih berat dapat juga dibakar dalam inti yang mengerut lewat proses pembakaran neon dan proses pembakaran oksigen. Tahapan akhir proses nukleosintesis bintang adalah proses pembakaran silikon yang mengakibatkan dihasilkannya isotop besi-56 yang stabil. Setelah itu reaksi fusi tidak dapat diteruskan lagi kecuali lewat proses endotermik, sehingga energi yang lebih banyak hanya dapat dihasilkan lewat runtuhan gravitasi.
Contoh di bawah ini menunjukkan waktu yang dibutuhkan bintang bermassa 20 kali massa matahari untuk menghabiskan seluruh bahan bakar nuklirnya. Bintang ini masuk dalam kategori bintang kelas O yang berukuran delapan kali jari-jari matahari dan memiliki lumonisitas 62.000 kali matahari.
| Materi bahan bakar | Suhu (juta derajat celsius) | Massa jenis (kg/cm3) | Jangka waktu pembakaran (τ dalam tahun) |
| --- | --- | --- | --- |
| H | 37 | 0,0045 | 8,1 juta |
| He | 188 | 0,97 | 1,2 juta |
| C | 870 | 170 | 976 |
| Ne | 1.570 | 3.100 | 0,6 |
| O | 1.980 | 5.550 | 1,25 |
| S/Si | 3.340 | 33.400 | 0,0315 |
Bintang terdekat dari Matahari

Alpha Centauri dikenal juga sebagai Rigil Kentaurus adalah bintang paling cerah dalam rasi Centaurus. Walaupun tampak seperti satu titik dilihat dengan mata telanjang, bintang ini sebenarnya memiliki tiga komponen bintang. Antara lain; Alpha Centauri A (α Cen A), Alpha Centauri B (α Cen B) komponen ketiga disebut Proxima Centauri (α Cen C). Alpha Centauri adalah sistem bintang terdekat dari Bumi kita, dengan jarak 4,2 sampai 4,4 tahun cahaya.
Bintang Barnard adalah bintang katai merah yang memiliki massa sangat kecil. Terletak sekitar 6 tahun cahaya dari Bumi. Bintang ini merupakan bintang terdekat yang terletak di rasi bintang Ophiuchus, dan bintang keempat terdekat dari Matahari, setelah ketiga komponen Bintang dalam sistem Alpha Centauri.
Wolf 359 adalah bintang katai merah yang terletak di konstelasi Leo, dekat ekliptika. Berjarak sekitar 7,8 tahun cahaya dari Bumi, dan memiliki magnitudo tampak sebesar 13,5 dan hanya dapat dilihat dengan teleskop besar. Wolf 359 adalah salah satu bintang terdekat dengan tata surya kita, setelah Alpha Centauri, Proxima Centauri, dan bintang Barnard. Kedekatannya pada Bumi menyebabkan Bintang ini banyak disebut dalam beberapa karya fiksi.
Lalande 21185 adalah bintang merah kecil di konstelasi Ursa Major. Berjarak sekitar 8,3 tahun cahaya dari Bumi. Walaupun relatif dekat, tetapi demikian terlalu redup dilihat dengan mata telanjang. Dalam waktu sekitar 19.900 tahun, Lalande 21185 akan berada pada jarak terdekatnya sekitar 4,65 ly (1,43 pc) dari Matahari.
Sirius adalah bintang paling terang di langit malam yang terletak di rasi Canis Major. Sirius dapat dilihat hampir di semua tempat di permukaan Bumi kecuali oleh orang-orang yang tinggal pada lintang di atas 73,284° utara. Sirius adalah salah satu sistem bintang terdekat dengan Bumi pada jarak 2,6 parsec atau 8,6 tahun cahaya.
Catatan kaki

1 2  Blue straggler lebih sering diterjemahkan sebagai pengelana biru daripada pengembara biru untuk membedakannya dari bintang pengembara (rogue star) yang merujuk pada bintang antargalaksi
↑  3,99 × 1013 km ÷ (3 × 104 km/jam × 24 × 365,25) = 1,5 × 105 tahun.
Daftar pustaka

Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6.
Gribbin, John (2001). Stardust: Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8.  Parameter |coauthors= yang tidak diketahui mengabaikan (|author= yang disarankan) (bantuan)
Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1.
Pranala luar

How Stars Work at HowStuffWorks
Query star by identifier, coordinates or reference code. Centre de Données astronomiques de Strasbourg
Star, World Book @ NASA Diarsipkan 2005-05-08 di Wayback Machine.
Portraits of Stars and their Constellations Diarsipkan 2008-12-17 di Wayback Machine.. University of Illinois
How To Decipher Classification Codes. Astronomical Society of South Australia
| Pengawasan otoritas  |
| --- | --- |
Umum:  Integrated Authority File (Jerman) 
Perpustakaan nasional:  Prancis (data)  Ukraina  Amerika Serikat  Jepang  Republik Ceko 
Lain-lain:  Encyclopedia of Islam 
Bintang sangat beragam ukurannya. Dalam setiap panel pada gambar di atas, objek paling kanan tampil sebagai objek paling kiri pada panel berikutnya. Bumi terletak paling kanan pada panel pertama dan matahari terletak pada urutan kedua dari kanan pada panel ketiga.
Pleiades, sebuah gugus terbuka di rasi bintang Taurus. Bintang-bintang ini bergerak bersama di angkasa. Foto NASA
Nebula NGC 1999 disinari dengan terang oleh V380 Orionis (tengah), sebuah bintang variabel dengan massa sekitar 3,5 kali massa matahari. Bagian langit yang hitam adalah lubang besar ruang kosong dan bukannya nebula gelap seperti yang dikira sebelumnya. NASA image
Medan magnet permukaan SU Aur (sebuah bintang muda jenis T Tauri), gambar dihasilkan lewat pencitraan Zeeman-Doppler
Sebuah katai putih yang sedang mengorbit Sirius (konsep artis). Citra NASA.
Tampilan yang tidak simetris dari bintang Mira, sebuah bintang variabel yang berosilasi. Citra HST NASA.
Struktur bagian dalam bintang deret utama, zona konveksi ditunjukkan dengan lingkaran bertanda panah dan zona radiasi dengan panah merah. Sebelah kiri adalah katai merah bermassa rendah, di tengah adalah katai kuning berukuran sedang dan di sebelah kanan bintang deret utama biru-putih masif.
Diagram ini menunjukkan bagian dalam matahari. citra NASA.
Basilika Santa Maria dari Para Malaikat, Geelong

| Basilika Santa Maria dari Para Malaikat |
| --- | --- |
Basilika Minor Santa Maria dari Para Malaikat
bahasa Inggris: St Mary of the Angels Basilica
Basilika Santa Maria dari Para Malaikat
Basilika Santa Maria dari Para Malaikat
Wikipedia | Kode sumber | Tata penggunaan Koordinat: 38°9′10.1″S 144°21′39.6″E﻿ / ﻿38.152806°S 144.361000°E﻿ / -38.152806; 144.361000
38°09′10″S 144°21′38″E﻿ / ﻿38.15278°S 144.36056°E﻿ / -38.15278; 144.36056
Lokasi: Yarra Street, Geelong, Victoria
Negara: Australia
Denominasi: Gereja Katolik Roma
Situs web: www.stmarysgeelong.com.au
Sejarah
Tanggal konsekrasi: 1872
Arsitektur
Status: Basilika minor
Status fungsional: Aktif
Arsitek: Messrs Dowden and Ross
Tipe arsitektur: Gothic Revival
Peletakan batu pertama: 1854
Selesai: 1937
Spesifikasi
Kapasitas: 1.000
Panjang: 61 meter (200 ft)
Lebar: 40 meter (130 ft)
Lebar bagian tengah gereja: 26 meter (86 ft)
Tinggi: 64 meter (210 ft)
Administrasi
Paroki: St Mary of the Angels
Keuskupan Agung: Keuskupan Agung Melbourne
Klerus
Imam yang bertugas: Romo James Clarke
 
Basilika Santa Maria dari Para Malaikat (bahasa Inggris: St Mary of the Angels Basilica) sebelumnya disebut Gereja Santa Maria, adalah sebuah gereja basilika minor Katolik yang terletak di Jalan Yarra, Geelong, Victoria, Australia.
Sejak selesainya pembangunan Kebangkitan Gotik bluestone pada tahun 1937, gereja ini telah memiliki puncak menara batu biru tertinggi di Australia, setinggi 150 kaki (46 m), dan memiliki puncak menara non-katedral tertinggi keempat di Australia. Pada tahun 2004, basilika ini menjadi basilika kelima di Australia, setelah mendapatkan persetujuan Vatikan untuk perubahan status.
Basilika ini adalah gedung tertinggi di Geelong, dengan tinggi total 210 kaki (64 m) dari trotoar, dan merupakan landmark utama di kota.
Sejarah

Gereja Santa Maria pertama adalah kapel kayu kecil di Jalan Yarra, dibuka pada 27 November 1842. Umat Katolik dengan cepat melampaui jumlah kapel dan batu pengganti dibangun pada tahun 1846.
Optimisme yang dibawa oleh demam emas Victoria ke Geelong mengarah pada rencana pembangunan gereja landmark seperti katedral untuk kota tersebut. Arsiteknya adalah Dowden & Ross, dan peletakan batu pertama dilakukan pada tahun 1854.
Namun, ketika booming Geelong melambat, pekerjaan dihentikan dua tahun kemudian, meninggalkan Geelong dengan pembangunan yang belum selesai selama lebih dari satu dekade.
Konstruksi dihidupkan kembali pada tahun 1871 ketika Diakon Agung R. S. Downing mengontrak arsitek TA Kelly dan pembangun Clement Nash untuk melanjutkan pekerjaan, yang dihentikan pada tahun 1872 dengan sebagian besar bagian tengah selesai.
Pengerjaan sisa gereja, mahkota menara depan, transept, penyeberangan dan puncak menara, serta kapel apsidal baru dimulai pada tahun 1930. Penyelesaiannya didasarkan pada desain asli, dengan arsitek pengawas adalah Hennessy & Hennessy dari Sydney, dan pembangun WJ Kelly dari Geelong.
 Penyelesaian gereja dirayakan pada bulan Juni 1937.
Arsitektur

Salib perunggu fosfor di puncak puncak menara dibuat oleh Evans & Co. pada tahun 1935, dan tingginya 8 kaki (2,4 m).
Gereja Santa Maria, 1932
Bagian belakang basilika
Izara Aishah

Ini adalah nama Melayu; nama "Hisham" merupakan patronimik, bukan nama keluarga, dan tokoh ini dipanggil menggunakan nama depannya, "Izara Aishah".
| Izara Aishah |
| --- | --- |

Lahir: Izara Aishah binti Hisham 28 September 1992 (umur 32) Kampung Bakar Batu, Johor Bahru, Johor, Malaysia
Kebangsaan: Malaysia
Pendidikan: Diploma di Pentas seni
Almamater: Universitas Sunway
Pekerjaan: Model, aktris
Tahun aktif: 2009–sekarang
Tinggi: 5 ft 2 in (1,57 m)
Suami/istri: Adib Khalid ​(m. 2017)​
Anak: 2

Izara Aishah Hisham (lahir 28 September 1992
) adalah seorang aktris sekaligus model asal Malaysia. Izara melakukan debutnya pada tahun 2011 dan sejak saat itu Izara mulai tampil di berbagai sinetron, serial televisi, dan film.