taufiqdp/Indo4B huggingface dataset:
zona radiatif dan zona konvektif dipisahkan oleh sebuah lapisan transisi, takoklin.
ini adalah wilayah ketika perubahan fenomena mencolok antara rotasi seragam di zona radiatif dan rotasi diferensial di zona konvektif menghasilkan celah besar—kondisi ketika lapisan-lapisan horizontal saling bergesekan berlawanan arah.
gerakan cair yang ditemukan di zona konvektif di atasnya perlahan menghilang dari atas sampai bawah lapisan ini, sama seperti karakteristik tenang zona radiatif di bawah.
saat ini, diperkirakan bahwa sebuah dinamo magnetik di dalam lapisan ini menciptakan medan magnet matahari (baca dinamo matahari).
di lapisan terluar matahari, dari permukaannya sampai kira-kira 200.000 km di bawahnya (70% radius matahari dari pusat), suhunya lebih rendah daripada di zona radiatif dan atom yang lebih berat tidak sepenuhnya terionisasikan.
akibatnya, transportasi panas radiatif kurang efektif.
kepadatan gas-gas ini sangat rendah untuk memungkinkan arus konvektif terbentuk.
material yang dipanaskan di takoklin memanas dan memuai sehingga mengurangi kepadatannya dan memungkinkan material tersebut naik.
pengaruhnya, konveksi termal berkembang saat sel panas mengangkut mayoritas panas ke luar hingga fotosfer matahari.
setelah material tersebut mendingin di fotosfer, kepadatannya meningkat, lalu tenggelam ke dasar zona konveksi.
di sana, material memanfaatkan panas dari atas zona radiatif dan siklus ini berlanjut.
di fotosfer, suhu menurun hingga 5.700 k dan kepadatannya turun hingga 0,2 g/m (sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut).
kolom panas di zona konvektif membentuk jejak di permukaan matahari yang disebut granulasi dan supergranulasi.
konveksi turbulen di bagian terluar interior matahari ini menghasilkan dinamo "berskala kecil" yang menciptakan kutub magnetik utara dan selatan di seluruh permukaan matahari.
kolom panas matahari disebut sel bénard dan berbentuk prisma heksagon.
permukaan matahari yang tampak, fotosfer, adalah lapisan yang di bawahnya matahari menjadi opak terhadap cahaya tampak.
di atas fotosfer, sinar matahari yang tampak bebas berkelana ke angkasa dan energinya terlepas sepenuhnya dari matahari.
perubahan opasitas diakibatkan oleh berkurangnya jumlah ion h yang mudah menyerap cahaya tampak.
sebalinya, cahaya tampak yang kita lihat dihasilkan dalam bentuk elektron dan bereaksi dengan atom hidrogen untuk menghasilkan ion h.
tebal fotosfer puluhan sampai ratusan kilometer, sedikit kurang opak daripada udara di bumi.
karena bagian atas fotosfer lebih dingin daripada bagian bawahnya, citra matahari tampak lebih terang di tengah daripada pinggir atau "lengan" cakram matahari; fenomena ini disebut penggelapan lengan.
spektrum sinar matahari kurang lebih sama dengan spektrum benda hitam yang beradiasi sekitar 6.000 k, berbaur dengan jalur penyerapan atomik dari lapisan tipis di atas fotosfer.
fotosfer memiliki kepadatan partikel sekitar 10 m (sekitar 0,37% jumlah partikel per volume atmosfer bumi di permukaan laut).
fotosfer tidak sepenuhnya terionisasikan—cakupan ionisasinya sekitar 3%—sehingga nyaris seluruh hidrogen dibiarkan berbentuk atom.
selama penelitian awal terhadap spektrum optik fotosfer, beberapa jalur penyerapan yang ditemukan tidak berkaitan dengan elemen kimia apa pun yang dikenal di bumi saat itu.
pada tahun 1868, norman lockyer berhipotesis bahwa jalur-jalur penyerapan ini terbentuk oleh elemen baru yang ia sebut "helium", diambil dari nama dewa matahari yunani helios.
dua puluh lima tahun kemudian, helium berhasil diisolasi di bumi.
bagian matahari di atas fotosfer disebut atmosfer matahari.
atmosfer dapat diamati menggunakan teleskop yang beroperasi di seluruh spektrum elektromagnet, mulai dari radio hingga cahaya tampak sampai sinar gama, dan terdiri dari lima zona utama: suhu rendah, kromosfer, wilayah transisi, korona, dan heliosfer.
heliosfer, dianggap sebagai atmosfer terluar tipis matahari, membentang ke luar melewati orbit pluto hingga heliopause yang membentuk batas dengan medium antarbintang.
kromosfer, wilayah transisi, dan korona jauh lebih panas daripada permukaan matahari.
alasannya belum terbukti tepat; bukti yang ada memperkirakan bahwa gelombang alfvén memiliki energi yang cukup untuk memanaskan korona.
di atas lapisan suhu rendah, ada lapisan setebal yang didominasi spektrum emisi dan jalur penyerapan.
lapisan ini bernama "kromosfer" yang diambil dari kata yunani "chroma", artinya warna, karena kromosfer terlihat seperti cahaya berwarna di awal dan akhir gerhana matahari total.
suhu kromosfer meningkat perlahan seiring ketinggiannya, berkisar sampai di dekat puncaknya.
di bagian teratas kromosfer, helium terionisasikan separuhnya.
di atas kromosfer, di wilayah transisi tipis (sekitar 200 km), suhu naik cepat dari sekitar 20 ribu kelvin di atas kromosfer hingga mendekati suhu korona sebesar satu juta kelvin.
peningkatan suhu ini dibantu oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi, yang mengurangi pendinginan radiatif plasma secara besar-besaran.
wilayah transisi tidak terbentuk di ketinggian tetap.
wilayah ini membentuk semacam nimbus mengitari fitur-fitur kromosfer seperti spikula dan filamen dan memiliki gerakan tak teratur yang konstan.
wilayah transisi sulit diamati dari permukaan bumi, tetapi dapat diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif terhadap spektrum ultraviolet ekstrem.
korona adalah kepanjangan atmosfer terluar matahari yang volumenya lebih besar daripada matahari itu sendiri.
korona terus menyebar ke angkasa dan menjadi angin matahari yang mengisi seluruh tata surya.
korona rendah, dekat permukaan matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 10–10 m. suhu rata-rata korona dan angin matahari sekitar 1–2 juta kelvin.
akan tetapi, suhu di titik terpanasnya mencapai 8–20 juta kelvin.
meski belum ada teori lengkap seputar suhu korona, setidaknya sebagian panasnya diketahui berasal dari rekoneksi magnetik.
heliosfer, yaitu volume di sekitar matahari yang diisi plasma angin matahari, merentang dari kurang lebih 20 radius matahari (0,1 au) sampai batas terluar tata surya.
batas terdalamnya ditetapkan sebagai lapisan tempat arus angin matahari menjadi "superalfvénik"—artinya arus angin lebih cepat daripada kecepatan gelombang alfvén.
turbulensi dan dorongan dinamis di heliosfer tidak dapat memengaruhi bentuk korona matahari di dalamnya, karena informasi hanya dapat bergerak pada kecepatan gelombang alfvén.
angin matahari terus bergerak ke luar melintasi heliosfer, membentuk medan magnet matahari seperti spiral, sampai menyentuh heliopause lebih dari 50 au dari matahari.
pada desember 2004, wahana voyager 1 melintasi fron kejut yang diduga sebagai bagian dari heliosfer.
kedua wahana voyager telah mencatat konsentrasi partikel energi yang tinggi saat mendekati batas tersebut.
matahari adalah bintang bermagnet aktif.
matahari memiliki medan magnet kuat yang berubah-ubah tiap tahun dan berbalik arah setiap sebelas tahun di sekitar maksimum matahari.
medan magnet matahari menjadi penyebab sejumlah dampak yang secara kolektif disebut aktivitas matahari, termasuk titik matahari di permukaan matahari, semburan matahari, dan variasi angin matahari yang mengangkut material melintasi tata surya.
dampak aktivitas matahari terhadap bumi meliputi aurora di lintang tengah sampai tinggi serta gangguan komunikasi radio dan tenaga listrik.
aktivitas matahari diduga memainkan peran besar dalam pembentukan dan evolusi tata surya.
aktivitas matahari mengubah struktur atmosfer terluar bumi.
semua materi dalam matahari berbentuk gas dan bersuhu tinggi yang disebut plasma.
ini membuat matahari bisa berotasi lebih cepat di khatulistiwa (sekitar 25 hari) daripada lintang yang lebih tinggi (sekitar 35 hari di dekat kutubnya).
rotasi diferensial lintang matahari menyebabkan jalur medan magnetnya saling terikat seiring waktu, menghasilkan lingkaran medan magnet dari permukaan matahari dan mencetus pembentukan titik matahari dan prominensa matahari (baca rekoneksi magnetik).
aksi ikat-ikatan ini menciptakan dinamo matahari dan siklus aktivitas magnetik 11 tahun; medan magnet matahari berbalik arah setiap 11 tahun.
medan magnet matahari membentang jauh melewati matahari itu sendiri.
plasma angin matahari yang termagnetkan membawa medan magnet matahari ke luar angkasa dan membentuk medan magnet antarplanet.
karena plasma hanya mampu bergerak di jalur medan magnet, medan magnet antarplanet awalnya tertarik secara radial menjauhi matahari.
karena medan di atas dan bawah khatulistiwa matahari memiliki polaritas berbeda yang mengarah ke dan menjauhi matahari, ada satu lembar arus tipis di bidang khatulistiwa matahari yang disebut lembar arus heliosfer.
pada jarak yang lebih jauh, rotasi matahari memelintir medan magnet dan lembar arus menjadi struktur mirip spiral archimedes yang disebut spiral parker.
medan magnet antarplanet lebih kuat daripada komponen dipol medan magnet matahari.
medan magnet dipol matahari sebesar 50–400 μt (di fotosfer) berkurang seiring jaraknya menjadi sekitar 0,1 nt pada jarak bumi.
meski begitu, menurut pengamatan wahana antariksa, bidang antarplanet di lokasi bumi sekitar 5 nt, kurang lebih seratus kali lebih besar.
perbedaan ini disebabkan oleh medan magnet yang diciptakan oleh arus listrik di plasma yang menyelubungi matahari.
sistem bintang yang terdekat dengan matahari adalah alpha centauri.
bintang yang dalam kompleks tersebut yang memilkiki posisi terdekat dengan matahari adalah proxima centauri, sebuah bintang berwarna merah redup yang terdapat dalam rasi bintang sentaurus.
jarak matahari ke proxima centauri adalah 4,3 tahun cahaya (39.900 juta km atau 270 ribu unit astronomi), kurang lebih 270 ribu kali jarak matahari ke bumi.
para ahli astronomi mengetahui bahwa benda-benda angkasa senantiasa bergerak dalam orbit masing-masing.
oleh karena itu, perhitungan jarak dilakukan berdasarkan pada perubahan posisi suatu bintang dalam kurun waktu tertentu dengan berpatokan pada posisinya terhadap bintang-bintang sekitar.
metode pengukuran ini disebut paralaks ("parallax").
prominensa adalah salah satu ciri khas matahari, berupa bagian matahari menyerupai lidah api yang sangat besar dan terang yang mencuat keluar dari bagian permukaan serta sering kali berbentuk "loop" (putaran).
prominensa disebut juga sebagai filamen matahari karena, meskipun julurannya sangat terang bila dilihat di angkasa yang gelap, prominensa tidak lebih terang daripada keseluruhan matahari itu sendiri.
prominensa hanya dapat dilihat dari bumi dengan bantuan teleskop dan filter.
prominensa terbesar yang pernah ditangkap oleh soho (solar and heliospheric observatory) diperkirakan sepanjang 350 ribu km.
sama seperti korona, prominensa terbentuk dari plasma, tetapi memiliki suhu yang lebih dingin.
prominensa berisi materi dengan massa mencapai 100 miliar kg.
prominensa terjadi di lapisan fotosfer matahari dan bergerak ke luar menuju korona matahari.
plasma prominensa bergerak di sepanjang medan magnet matahari.
erupsi dapat terjadi ketika struktur prominesa menjadi tidak stabil sehingga akan pecah dan mengeluarkan plasmanya.
ketika terjadi erupsi, material yang dikeluarkan menjadi bagian dari struktur magnetik yang sangat besar disebut semburan massa korona ("coronnal mass ejection"/cme).
pergerakan semburan korona tersebut terjadi pada kecepatan yang sangat tinggi, yaitu antara 20 ribu m/s hingga 3,2 juta km/s.
pergerakan tersebut juga menyebabkan peningkatan suhu hingga puluhan juta derajat dalam waktu singkat.
bila erupsi semburan massa korona mengarah ke bumi, akan terjadi interaksi dengan medan magnet bumi dan mengakibatkan terjadinya badai geomagnetik yang berpotensi mengganggu jaringan komunikasi dan listrik.
bintik matahari adalaah granula-granula cembung kecil yang ditemukan di bagian fotosfer matahari dengan jumlah yang tak terhitung.
bintik matahari tercipta saat garis medan magnet matahari menembus bagian fotosfer.
ukuran bintik matahari dapat lebih besar daripada bumi.
bintik matahari memiliki daerah yang gelap bernama umbra, yang dikelilingi oleh daerah yang lebih terang disebut penumbra.
warna bintik matahari terlihat lebih gelap karena suhunya yang jauh lebih rendah dari fotosfer.
suhu di daerah umbra adalah sekitar 2.200 °c sedangkan di daerah penumbra adalah 3.500 °c. karena emisi cahaya juga dipengaruhi oleh suhu maka bagian bintik matahari umbra hanya mengemisikan 1/6 kali cahaya bila dibandingkan permukaan matahari pada ukuran yang sama.
angin matahari terbentuk dari aliran konstan dari partikel-partikel yang dikeluarkan oleh bagian atas atmosfer matahari yang bergerak ke seluruh tata surya.
partikel-partikel tersebut memiliki energi yang tinggi.
namun, proses pergerakan ke luar medan gravitasi matahari pada kecepatan yang begitu tinggi belum dimengerti secara sempurna.
kecepatan angin surya terbagi dua, yaitu angin cepat yang mencapai 400 km/s dan angin cepat yang mencapai lebih dari 500 km/s.
kecepatan ini juga bertambah secara eksponensial seiring jaraknya dari matahari.
angin matahari yang umum terjadi memiliki kecepatan 750 km/s dan berasal dari lubang korona di atmosfer matahari.
beberapa bukti keberadaan angin surya yang dapat dirasakan atau dilihat dari bumi adalah badai geomagnetik berenergi tinggi yang merusak satelit dan sistem listrik, aurora di kutub utara atau kutub selatan, dan partikel menyerupai ekor panjang pada komet yang selalu menjauhi matahari akibat hembusan angin surya.
angin matahari dapat membahayakan kehidupan di bumi bila tidak terdapat medan magnet bumi yang melindungi dari radiasi.
pada kenyataannya, ukuran dan bentuk medan magnet bumi juga ditentukan oleh kekuatan dan kecepatan angin surya yang melintas.
badai matahari terjadi ketika ada pelepasan seketika energi magnetik yang terbentuk di atmosfer matahari.
plasma matahari yang meningkat suhunya hingga jutaan kelvin beserta partikel-partikel lainnya berakselerasi mendekati kecepatan cahaya.
total energi yang dilepaskan setara dengan jutaan bom hidrogen berukuran 100 megaton.
jumlah dan kekuatan badai matahari bervariasi.
ketika matahari aktif dan memiliki banyak bintik, badai matahari lebih sering terjadi.
badai matahari sering kali terjadi bersamaan dengan luapan massa korona.
badai matahari memberikan risiko radiasi yang sangat besar terhadap satelit, pesawat ulang alik, astronot, dan terutama sistem telekomunikasi bumi.
badai matahari yang pertama kali tercatat dalam pustaka astronomi adalah pada tanggal 1 september 1859.
dua peneliti, richard c. carrington dan richard hodgson yang sedang mengobservasi bintik matahari melalui teleskop di tempat terpisah, mengamati badai matahari yang terlihat sebagai cahaya putih besar di sekeliling matahari.
kejadian ini disebut carrington event dan menyebabkan lumpuhnya jaringan telegraf transatlantik antara amerika dan eropa.
wahana antariksa yang pertama kali berhasil masuk ke orbit matahari adalah pioneer 4.
pioneer 4, yang diluncurkan tanggal 3 maret 1959 oleh amerika serikat, menjadi pionir dalam sejarah eksplorasi matahari.
keberhasilan tersebut diikuti oleh peluncuran pioneer 5–pioneer 9 pada tahun 1959–1968 yang memang bertujuan untuk mempelajari tentang matahari.
pada 26 mei 1973, stasiun luar angkasa amerika serikat bernama skylab diluncurkan dengan membawa 3 awak.
skylab membawa apollo telescope mount (atm) yang digunakan untuk mengambil lebih dari 150 ribu gambar matahari.
wahana antariksa lainnya, helios i, berhasil mengorbit hingga mencapai jarak 47 juta km dari matahari (memasuki orbit merkurius).
helios i terus berputar untuk memastikan seluruh bagian pesawat mendapat jumlah panas yang sama dari matahari.
helios i bertugas mengumpulkan data-data mengenai matahari.
wahana antariksa hasil kerja sama amerika serikat dan jerman ini beroperasi sejak 10 desember 1974 hingga akhir 1982.
helios ii diluncurkan pada 16 januari 1976 dan berhasil mencapai jarak 43 juta km dari matahari.
misi helios ii selesai pada april 1976, tetapi dibiarkan tetap berada di orbit.
solar maximum mission didesain untuk melakukan observasi aktivitas matahari terutama bintik dan api matahari saat matahari berada pada periode aktivitas maksimum.
smm diluncurkan oleh amerika serikat pada 14 februari 1980.
selama perjalanannya, smm pernah mengalami kerusakan, tetapi berhasil diperbaiki oleh awak pesawat ulang alik challenger.
smm terus berada di orbit bumi selama melakukan observasi.
smm mengumpulkan data hingga 24 november 1989 dan terbakar saat masuk kembali ke atmosfer bumi pada 2 desember 1989.
wahana antariksa ulysses adalah hasil proyek internasional untuk mempelajari kutub-kutub matahari, diluncurkan pada 6 oktober 1990.
sedangkan yohkoh adalah wahana antariksa yang diluncurkan untuk mempelajari radiasi energi tinggi dari matahari.
yohkoh merupakan hasil kerja sama jepang, amerika serikat, dan inggris yang diluncurkan pada 31 agustus 1991.
misi eksplorasi matahari yang paling terkenal adalah solar and heliospheric observatory (soho) yang dikembangkan oleh badan antariksa amerika serikat (nasa) yang bekerja sama dengan agensi luar angkasa eropa (esa) dan diluncurkan pada 12 desember 1995.
soho bertugas mengumpulkan data struktur internal, proses fisik yang terjadi, serta pengambilan gambar dan diagnosis spektroskopis matahari.
soho ditempatkan pada jarak 1,5 juta km dari bumi dan masih beroperasi hingga sekarang.
misi eksplorasi terbaru dari nasa adalah wahana antariksa kembar bernama stereo yang diluncurkan pada 26 oktober 2006.
stereo bertugas untuk menganalisis dan mengambil gambar matahari dalam bentuk 3 dimensi.
solar dynamics observatory mission adalah misi eksplorasi nasa yang sedang dalam pengembangan dan telah dipublikasikan pada april 2008.
solar dynamics observatory mission diperkirakan akan mengorbit untuk mempelajari dinamika matahari yang meliputi aktivitas matahari, evolusi atmosfer matahari, dan pengaruh radiasi matahari terhadap planet-planet lain.
matahari telah menjadi simbol penting di banyak kebudayaan sepanjang peradaban manusia.
dalam mitologi yang dimiliki oleh berbagai bangsa di dunia, matahari memiliki peranan yang sangat penting di dalam kehidupan masyarakatnya.
matahari dikenal dengan nama yang berbeda-beda pada tiap kebudayaan dan sering kali disembah sebagai dewa.
bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya.
terdapat bintang semu dan bintang nyata.
bintang semu adalah bintang yang tidak menghasilkan cahaya sendiri, tetapi memantulkan cahaya yang diterima dari bintang lain.
bintang nyata adalah bintang yang menghasilkan cahaya sendiri.
secara umum sebutan bintang adalah objek luar angkasa yang menghasilkan cahaya sendiri (bintang nyata).
menurut ilmu astronomi, definisi bintang adalah: oleh sebab itu bintang katai putih dan bintang neutron yang sudah tidak memancarkan cahaya atau 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.
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 mencapai konsensus di antara para astronom.
untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi pada tata surya, isaac newton mengusulkan bahwa bintang-bintang terdistribusi secara merata di seluruh langit, sebuah ide 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 distribusi 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 hemisfer 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.
konsep rasi bintang telah dikenal sejak zaman babilonia.
para pengamat langit kuno membayangkan pola tertentu terbentuk oleh susunan bintang yang menonjol, dan menghubungkannya dengan aspek 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 ( ["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 sistem penomoran berdasarkan asensio rekta bintang diciptakan oleh john flamsteed dan ditambahkan ke katalog bintang dalam bukunya ""historia coelestis britannica"" (edisi tahun 1712).
sistem penomoran 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.
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 kasat mata.
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.
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:
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,
terangnya cahaya yang tampak dari sebuah bintang disebut dengan istilah magnitudo semu, yaitu terangnya sebuah bintang yang merupakan fungsi dari luminositas bintang, jarak dari bumi dan perubahan cahayanya saat melintasi atmosfer bumi.
magnitudo mutlak atau magnitudo intrinsik adalah magnitudo semu sebuah bintang jika jarak antara bumi dengan bintang tersebut adalah 10 parsec (32,6 tahun cahaya), sehingga berhubungan langsung dengan luminositas bintang dan menyatakan kecerahan bintang yang sebenarnya.
baik skala magnitudo semu maupun magnitudo mutlak adalah satuan logaritmis di mana selisih satu magnitudo sama dengan perbedaan kecerahan sekitar 2,5 kali (akar pangkat 5 dari 100, atau mendekati 2,512).
hal ini berarti bintang dengan nilai magnitudo +1 kira-kira 2,5 kali lebih terang daripada bintang dengan nilai magnitudo +2, dan kira-kira 100 kali lebih terang daripada bintang dengan nilai magnitudo +6.
bintang teredup yang dapat dilihat mata telanjang dalam kondisi pengamatan yang baik adalah bintang dengan nilai magnitudo kira-kira +6.
dalam skala magnitudo semu maupun magnitudo tampak, semakin kecil nilai magnitudonya, maka semakin terang pula bintang tersebut; semakin besar nilai magnitudonya, semakin redup.
bintang-bintang paling terang pada kedua skala tersebut memiliki nilai magnitudo yang negatif.
perbedaan terang cahaya (δ"l") antara dua bintang dihitung dengan mengurangkan nilai magnitudo bintang yang lebih terang ("m") dari nilai magnitudo bintang yang lebih redup ("m"), lalu menggunakan selisihnya sebagai eksponen untuk bilangan pokok 2,512.
dapat juga ditulis dengan persamaan berikut:
matahari memiliki nilai magnitudo semu −26,7, tetapi magnitudo mutlaknya hanyalah +4,83.
sirius, bintang paling cemerlang di langit malam, kira-kira 23 kali lebih terang dari matahari, sedang canopus, bintang paling cemerlang kedua di langit malam dengan magnitudo mutlak −5,53, kira-kira 14.000 kali lebih terang daripada matahari.
walaupun canopus jauh lebih terang daripada sirius, tetapi sirius tampak lebih cemerlang daripada canopus.
hal ini disebabkan jarak sirius yang hanya 8,6 tahun cahaya dari bumi, sementara canopus jauh lebih jauh dengan jarak 310 tahun cahaya.
berdasarkan data tahun 2006, bintang dengan magnitudo absolut paling tinggi yang diketahui adalah lbv 1806-20, dengan nilai magnitudo −14,2.
bintang ini paling tidak 5.000.000 kali lebih terang dari matahari.
sedang bintang-bintang dengan luminositas paling rendah yang diketahui saat ini terdapat di gugus ngc 6397.
bintang katai merah paling redup dalam gugus tersebut memiliki nilai magnitudo 26, sementara ditemukan juga bintang katai putih dengan nilai magnitudo 28.
bintang-bintang redup ini sangatlah samar sehingga cahayanya sama dengan cahaya lilin ulang tahun di bulan jika dilihat dari bumi.
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:
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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 (10) galaksi dalam alam semesta teramati.
berdasarkan sebuah cacah bintang pada tahun 2010 diperkirakan terdapat 300 triyar () bintang dalam alam semesta teramati.
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.
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.