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:
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.
sebagaimana beberapa rasi bintang tertentu dan matahari, beberapa bintang juga memiliki mitologinya sendiri.
bagi orang yunani kuno, beberapa "bintang", yang dikenal sebagai planet (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 berubah ke dalam bentuk lain 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, namun 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:
dimana l adalah luminositas,  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.
jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudo:magnitudosemu
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 (l) antara dua bintang dihitung dengan mengurangkan nilai magnitudo bintang yang lebih terang (mb) dari nilai magnitudo bintang yang lebih redup (mf), lalu menggunakan selisihnya sebagai eksponen untuk bilangan pokok 2,512.
dapat juga ditulis dengan persamaan berikut:
walau keduanya bergantung pada luminositas dan jarak bintang dari bumi, magnitudo mutlak sebuah bintang (m) tidaklah sama dengan magnitudo semunya (m). sebagai contoh, bintang sirius yang terang memiliki nilai magnitudo semu 1,44, memiliki nilai magnitudo mutlak +1,41.
matahari memiliki nilai magnitudo semu 26,7, namun 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, namun 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 seringkali 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:
1.9891  1030 kg
3.827  1026 watt
6.960  108 m
ukuran panjang yang sangat besar, misalnya panjang sumbu semi-mayor orbit sistem bintang ganda, seringkali dinyatakan dalam satuan astronomi (au = astronomical unit), yaitu jarak rata-rata antara bumi dan matahari.
sifat dan karakteristik
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, namun 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.
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.
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 leonis, 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.
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, namun 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.
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.
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, namun bintang ini memiliki luminositas yang tinggi karena permukaan luarnya yang luas.
sebagian besar bintang berumur antara 110 miliar tahun.
beberapa bintang mungkin bahkan berumur mendekati 13,8 miliar tahunumur 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.
rentang suhu permukaan danwarna berbagai kelas bintang kelas
lebih dari 33.000 k
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 09, 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</li>
ii raksasa terang</li>
v deret utama (katai)</li>
vii katai putih</li>
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.
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 (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/shampir 30.000 km/jam), maka akan dibutuhkan waktu kira-kira 150.000 tahun untuk sampai.3,99  1013 km  (3  104 km/jam  24  365,25) = 1,5  105 tahun.
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).blue straggler lebih sering diterjemahkan sebagai pengelana biru daripada pengembara biru untuk membedakannya dari bintang pengembara (rogue star) yang merujuk pada bintang antargalaksi 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.
struktur, evolusi, dan nasib akhir sebuah bintang sangat dipengaruhi oleh massanya.
selain itu, komposisi kimia juga ikut mengambil peran dalam skala yang lebih kecil.
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 2328% 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 seringkali 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 dimana 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 seringkali 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.
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.
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 kerdil 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.
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.
ketika mengalami fusi nuklir dalam inti bintang, inti atom memancarkan energi dalam bentuk sinar gama.
foton-foton ini berinteraksi dengan plasma sekitarnya dan meningkatkan energi termal pada inti.
bintang-bintang deret utama mengubah hidrogen menjadi helium yang membuat proporsi helium dalam intinya meningkat secara perlahan namun pasti.
akhirnya muatan helium akan menjadi dominan dan produksi energi pun berhenti dalam inti.
namun bagi bintang yang bermassa lebih dari 0,4 kali massa matahari, reaksi fusi terjadi pada lapisan yang perlahan mengembang di sekitar inti helium degenerat.
selain kesetimbangan hidrostatis, bagian dalam sebuah bintang yang stabil juga akan mempertahankan kesetimbangan termal.
terdapat gradien suhu di seluruh bagian dalam bintang yang mengakibatkan aliran energi mengalir ke bagian luar.
aliran energi yang meninggalkan tiap lapisan dalam bintang ini akan sama dengan aliran yang datang dari bawah tiap lapisan.
zona radiasi adalah daerah pada bagian dalam bintang di mana transfer radiatif cukup efisien untuk mempertahankan aliran energi.
dalam daerah ini plasma bintang tidak akan bergerak dan setiap gerakan massa akan terhenti.
namun, jika tidak demikian, maka plasma menjadi tidak stabil dan akan terjadi konveksi yang membentuk zona konveksi.
hal ini dapat terjadi misalnya pada daerah di mana aliran energi yang sangat tinggi terjadi, seperti dekat inti bintang atau di daerah dengan kelegapan (opacity) tinggi seperti pada lapisan luar.
terjadinya konveksi pada lapisan luar bintang deret utama bergantung pada massanya.
bintang dengan massa berapa kali massa matahari memiliki zona konveksi jauh di bagian dalam bintang dan zona radiasi pada lapisan luar.
bintang yang lebih kecil seperti matahari adalah kebalikannya, dengan zona konveksi yang terletak di lapisan luar.
katai merah dengan massa kurang dari 0,4 kali massa matahari hanya memiliki zona konveksi di seluruh lapisannya sehingga mencegah terbentuknya inti helium.
pada sebagian besar bintang, zona konveksi juga akan berubah-ubah dari waktu ke waktu seiring dengan menuanya bintang dan berubahnya susunan inti bintang.
bagian dari sebuah bintang yang terlihat bagi pengamat disebut fotosfer.
ini adalah lapisan plasma bintang yang menjadi transparan terhadap foton cahaya.
dari sini, energi yang dihasilkan oleh inti menyebar bebas ke luar ke angkasa.
di fotosfer inilah bintik bintang, atau wilayah bersuhu dibawah rata-rata, muncul.
di atas fotosfer adalah atmosfer bintang.
pada bintang deret utama seperti matahari, bagian terbawah atmosfer merupakan daerah kromosfer yang tipis tempat munculnya spikula dan dimulainya semburan bintang.
kromosfer ini dikelilingi oleh daerah transisi, di mana suhu meningkat dengan cepat dalam jarak hanya 100 km.
di luarnya adalah korona, volume plasma maha panas yang dapat menjangkau ke luar hingga beberapa juta kilometer.
keberadaan korona tampaknya bergantung pada zona konveksi pada lapisan luar bintang.
meskipun suhunya tinggi, korona hanya memancarkan sedikit sekali cahaya.
wilayah korona matahari biasanya hanya terlihat pada gerhana matahari.
dari korona, angin bintang bermuatan partikel plasma mengembang keluar dari bintang, menyebar hingga berinteraksi dengan medium antarbintang.
untuk matahari, pengaruh angin suryanya meluas hingga ke seluruh wilayah heliosfer yang berbentuk gelembung.
jalur reaksi fusi nuklir
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:
41h  22h + 2e+ + 2e (4.0 mev + 1.0 mev)
21h + 22h  23he + 2 (5.5 mev)
23he  4he + 21h (12.9 mev)
reaksi-reaksi ini menghasilkan reaksi keseluruhan:
41h  4he + 2e+ + 2 + 2e (26.7 mev)
di mana e+ adalah positron,  adalah foton sinar gama, e 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.
massa minimum bintang yang dibutuhkan untuk reaksi fusiunsur
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:
4he + 4he + 92 kev  8*be
4he + 8*be + 67 kev  12*c
12*c  12c +  + 7.4 mev
dengan keseluruhan reaksi berupa:
34he  12c +  + 7.2 mev
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.
suhu(juta derajat celsius)
jangka waktu pembakaran( dalam tahun)
0,031511.5 days is 0.0315 years.
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 ( cen a), alpha centauri b ( cen b) komponen ketiga disebut proxima centauri ( 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 juta 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, namun 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.
how stars work at howstuffworks
query star by identifier, coordinates or reference code.
centre de donnes astronomiques de strasbourg
star, world book @ nasa
portraits of stars and their constellations.
university of illinois
how to decipher classification codes.
astronomical society of south australia