Bintang merupakan benda langit yang memancarkancahaya yang disebabkan oleh reaksi fusi nuklir yang menghasilkanenergi yang terjadi di intinya.[1] Perlu diperhatikan bahwa 'bintang semu' bukanlah bintang, tetapiplanet yang memantulkan cahaya dari bintang lain dan terlihat bercahaya di langit seperti sebuah bintang.
Bintang-bintang telah menjadi bagian dari setiap kebudayaan. Bintang-bintang digunakan dalam praktik-praktik keagamaan, dalamnavigasi, dan bercocok tanam.Kalender Gregorian, yang digunakan hampir di semua bagian dunia, adalahkalender Matahari, mendasarkan diri pada posisiBumi relatif terhadap bintang terdekat, Matahari.
Astronom-astronom awal sepertiTycho Brahe berhasil mengenali ‘bintang-bintang baru’ di langit (kemudian dinamakannovae) menunjukkan bahwa langit tidaklah kekal. Pada 1584Giordano Bruno mengusulkan bahwa bintang-bintang sebenarnya adalah Matahari-matahari lain, dan mungkin saja memiliki planet-planet seperti Bumi di dalam orbitnya,[2] ide yang telah diusulkan sebelumnya oleh filsuf-filsufYunani kuno sepertiDemocritus danEpicurus.[3] Pada abad berikutnya, ide bahwa bintang adalah Matahari yang jauh mendapat kesepakatan di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi padatata surya,Isaac Newton mengusulkan bahwa bintang-bintang tersebar secara merata di seluruh langit, sebuah gagasan yang berasal dari teologRichard Bentley.[4]
William Herschel adalah astronom pertama yang mencoba menentukan sebaran bintang di langit. Selama 1780an ia melakukan pencacahan di sekitar 600 daerah langit berbeda. Ia kemudian menyimpulkan bahwa jumlah bintang bertambah secara tetap ke suatu arah langit, yakni pusatgalaksiBima Sakti. PutranyaJohn Herschel mengulangi pekerjaan yang sama di belahan bumi langit sebelah selatan dan menemukan hasil yang sama.[5] 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 sistembintang ganda.
Gagasan rasi bintang telah dikenal sejak zamanBabilonia. Para pengamat langit kuno membayangkan pola tertentu terbentuk oleh susunan bintang yang menonjol, dan menghubungkannya dengan cara tertentu dari alam atau mitologi mereka. Dua belas dari susunan ini terletak pada garisekliptika dan menjadi dasar bagiastrologi.[6] Banyak pula bintang-bintang individu yang menonjol diberi nama tersendiri, khususnya dengan penamaanArab atauLatin.
Sebagaimana beberapa rasi bintang tertentu dan matahari, beberapa bintang juga memilikimitologinya sendiri.[7] Bagi orangYunani kuno, beberapa "bintang", yang dikenal sebagaiplanet (bahasa Yunani:πλανήτης [planētēs],pengembara), mewakili berbagai dewa penting mereka yang menjadi sumber nama bagi planetMerkurius,Venus,Mars,Jupiter danSaturnus.[7]Uranus danNeptunus juga adalah dewa-dewaYunani danRomawi, 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 JermanJohann Bayer menciptakan serangkaian peta bintang yang menggunakanhuruf Yunani sebagainama bagi bintang-bintang pada tiap rasi bintang. Setelah itu tata penomoran berdasarkanasensio rekta bintang diciptakan olehJohn Flamsteed dan ditambahkan ke katalog bintang dalam bukunya"Historia coelestis Britannica" (edisi tahun 1712). Tata nomor ini nantinya akan dikenal sebagaiPenamaan Flamsteed atauPenomoran Flamsteed.[8][9]
Satu-satunya otoritas yang diakui secara internasional dalam penamaan benda angkasa adalahPersatuan Astronomi Internasional (International Astronomical Union, IAU).[10] Terdapat sejumlah perusahaan swasta yang menjual nama-nama bintang, yang menurutPerpustakaan Britania merupakan perusahaan komersialtak teregulasi.[11][12] Namun IAU telah memutuskan hubungan dengan praktik komersial ini, dan nama-nama tersebut tidak diakui dan tidak dipergunakan oleh IAU.[13] Salah satu perusahaan penamaan yang demikian adalahInternational 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,[14][15][16][17] dan Departemen Urusan Konsumen Kota New York menerbitkan sebuah peringatan bagi ISR karena melakukan praktik dagang yang menyesatkan.[18][19]
Energi yang dihasilkan oleh bintang darifusi nuklir memancar ke ruang angkasa dalam bentukradiasi elektromagnetik danradiasi partikel. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang terwujud dalam bentukangin bintang,[20] yang mengalirkanproton bebas,partikel alfa bermuatan listrik, danpartikel beta dari lapisan luar bintang. Terdapat juga aliran tetapneutrino 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 lebihinti atom dan membentuk inti atom tunggal unsur yang lebih berat serta melepaskanfotonsinar gama dalam prosesnya. Begitu energi ini mencapai lapisan luar bintang, energi ini diubah ke dalam bentuk lain sebagai energielektromagnetik yang berfrekuensi lebih rendah, misalnyacahaya tampak.
Warna bintang, yang ditentukan olehfrekuensi cahaya tampaknya yang paling kuat, tergantung pada suhu lapisan luar bintang, termasukfotosfernya.[21] Selain cahaya tampak, bintang juga memancarkan bentuk-bentuk lain radiasi elektromagnetik yang tidakkasatmata. Sebenarnya radiasi elektromagnetik bintang meliputi keseluruhanspektrum elektromagnetik, dari yangpanjang gelombangnya terpanjang yaitugelombang radio, keinframerah, cahaya tampak,ultraungu, hinggasinar X dansinar 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 menggunakanspektrum bintang, astronom dapat menentukan suhu permukaan,gravitasi permukaan, metalisitas, dankecepatan 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 dalamsistem biner dapat dihitung dengan mengukur jarak dan kecepatan orbitnya. Efeklensa-mikro gravitasi dipergunakan untuk mengukur massa bintang tunggal.[22]) Dengan menggunakan parameter-parameter ini, astronom juga dapat memperkirakan umur sebuah bintang.[23]
Luminositas bintang adalah jumlahcahaya dan bentukenergi radiasi lainnya yang dipancarkan oleh bintang per satuan waktu. Luminositas bintang diukur dalam satuandaya (watt). Luminositas bintang ditentukan oleh ukuran jari-jari dan suhu permukaannya. Dengan menganggap bahwa sebuah bintang adalahbenda hitam sempurna, maka luminositasnya adalah:
Jika jarak bintang dapat diketahui, misalnya dengan menggunakan metode paralaks, luminositas sebuah bintang dapat ditentukan melalui hubungan
denganE adalah fluks pancaran,L adalah luminositas dand adalah jarak bintang ke pengamat.
Namun banyak bintang yang memancarkan cahaya denganfluks (jumlah energi yang dipancarkan per satuan luas) yang tidak seragam di seluruh permukaannya. BintangVega yang berputar sangat cepat, misalnya, memiliki fluks energi yang lebih tinggi pada kutub-kutubnya dibandingkan dengan ekuatornya.[24]Noda-noda di permukaan bintang yang memiliki suhu dan luminositas yang lebih rendah dari rata-rata disebut denganbintik 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,[25] dan bintang-bintang ini juga menunjukkan penggelapan pinggiran yang lebih kuat. Penggelapan pinggiran adalah penurunan tingkat kecerahan cahaya pada cakram bintang mendekati daerah pinggirannya.[26]Bintang-bintang suar katai merah sepertiUV Ceti dapat memiliki bintik bintang yang menonjol di permukaannya.[27]
Terangnya cahaya yang tampak dari sebuah bintang disebut dengan istilahmagnitudo 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 10parsec (32,6tahun cahaya), sehingga berhubungan langsung dengan luminositas bintang dan menyatakan kecerahan bintang yang sebenarnya.
Baik skala magnitudo semu maupun magnitudo mutlak adalahsatuan logaritmis di mana selisih satu magnitudo sama dengan perbedaan kecerahan sekitar 2,5kali[29] (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 (ΔL) 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).[29] 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, tetapi magnitudo mutlaknya hanyalah +4,83. Sirius, bintang paling cemerlang di langit malam, kira-kira 23 kali lebih terang dari matahari, sedangCanopus, 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 adalahLBV 1806-20, dengan nilai magnitudo −14,2. Bintang ini paling tidak 5.000.000 kali lebih terang dari matahari.[30] Sedang bintang-bintang dengan luminositas paling rendah yang diketahui saat ini terdapat di gugusNGC 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.[31]
Kebanyakan parameter-parameter bintang dinyatakan dalamsatuan SI, tetapisatuan cgs kadang-kadang digunakan (misalnya luminositas dinyatakan dalam satuanerg per detik). Penggunaan satuan cgs lebih bersifat tradisi daripada sebuah konvensi. Namun pada praktiknya sering kalimassa, luminositas dan jari-jari bintang dinyatakan dalam satuan matahari, mengingatmatahari adalah bintang yang paling banyak dipelajari dan diketahui parameter-parameter fisisnya. Untuk matahari, parameter-parameter berikut diketahui:
Ukuran panjang yang sangat besar, misalnya panjangsumbu semi-mayor orbit tata bintang ganda, sering kali dinyatakan dalamsatuan astronomi (AU = astronomical unit), yaitu jarak rata-rata antara bumi dan matahari.
Hampir semua hal menyangkut sebuah bintang dipengaruhi oleh massa awalnya, termasuk sifat-sifat penting seperti ukuran dan luminositas, demikian juga dengan evolusi, umur dan kondisi akhirnya.
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.
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, danberkelip 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 denganukuran tampak terbesar adalahR Doradus, yang itu pun hanya 0,057detik busur.[34]
Cakram sebagian besar bintang terlalu kecildiameter sudutnya untuk dapat diamati dengan teleskop optis bumi yang ada saat ini, sehingga dibutuhkan teleskopinterferometer untuk menghasilkan citra sebuah bintang. Teknik lain untuk mengukur diameter sudut bintang adalah lewatokultasi. Dengan mengukur secara tepat penurunan terang cahaya sebuah bintang saat terjadi okultasi denganbulan (atau peningkatan terang cahaya bintang saat bintang tersebut muncul kembali), diameter sudut bintang tersebut dapat dihitung.[35]
Ukuran bintang sangat beragam, mulai daribintang neutron, yang hanya berdiameter antara 20 sampai 40km, hingga bintangmaharaksasa sepertiBetelgeuse dirasi bintang Orion, yang berdiameter sekitar 650 kali diameter matahari atau sekitar 900jutakm. Namun Betelgeuse memilikikepadatan yang jauh lebih rendah dari matahari.[36]
Gerak relatif sebuah bintang terhadap matahari dapat memberikan informasi penting mengenai asal mula dan umur bintang tersebut, bahkan juga mengenai struktur dan evolusigalaksi di sekitarnya. Komponen gerak sebuah bintang terdiri ataskecepatan radialnya menuju atau menjauhi matahari, dan pergeseran melintangnya yang disebutgerak diri.
Kecepatan radial sebuah bintang diukur lewatpergeseran doppler pada garis spektrumnya dan dinyatakan dalam satuankilometer perdetik. Gerak diri sebuah bintang ditentukan lewat pengukuran astronomis yang teliti dalam satuan milidetik busur per tahun. Dengan menentukanparalaks 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.[38]
Saat kecepatan kedua gerak tersebut diketahuikecepatan 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.[39] Perbandingan kinematika berbagai bintang di sekitar matahari juga menyebabkan ditemukannyahimpunan bintang yang kemungkinan besar adalah kumpulan bintang dengan lokasi asal yang sama dalam awan molekul raksasa.[40]
Saat terbentuk, bintang-bintang di galaksi Bima Sakti massanya terdiri dari sekitar 71% hidrogen dan 27% helium,[41] 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.[42] Porsi unsur-unsur yang lebih berat juga dapat dijadikan sebagai petunjuk apakah sebuah bintang memiliki sistem planet atau tidak.[43]
Bintang dengan kandungan besi terendah yang pernah diukur adalah bintang kataiHE1327-2326, dengan kandungan besi hanya 1/200.000 dari kandungan besi matahari.[44] Sebaliknya, bintang kaya logamμLeonis, memiliki kandungan yang hampir dua kali lipat milik matahari, sedang bintang berplanet14 Herculis, memiliki kandungan yang hampir tiga kali lipat milik matahari.[45] Ada juga bintang yang komposisi kimianyaganjil, yang menunjukkan kelimpahan luar biasa unsur-unsur tertentu dalam spektrumnya; khususnyakrom danlogam tanah jarang.[46]
Salah satu bintang paling masif yang diketahui adalahEta Carinae.[47] Dengan massa hingga 100–150kali massa matahari, bintang ini pun memiliki jangka hidup yang hanya beberapa juta tahun. Penelitian terhadapgugus Arches menunjukkan bahwa batas tertinggi massa bintang dalam era sekarang alam semesta adalah 150kali massa matahari.[48] Alasan untuk batas ini belum diketahui secara pasti, tetapi sebagiannya disebabkan olehluminositas Eddington, yaitu jumlah maksimal luminositas yang dapat melewati atmosfer bintang tanpa harus melontarkan gas ke ruang angkasa. Namun, sebuah bintang bernamaR136a1 dalam gugus bintangRMC136a, diukur memiliki massa 265kali massa matahari, membuat batas tersebut dipertanyakan.[49] Sebuah penelitian menunjukkan bahwa bintang-bintang dalam gugus bintangR136 yang bermassa lebih besar dari 150kali massa matahari terbentuk akibat tabrakan dan penggabungan bintang-bintang masif dari beberapasistem biner yang berdekatan; sehingga bintang-bintang tersebut mampu melewati batas 150kali massa matahari.[50]
NebulaNGC 1999 disinari dengan terang oleh V380 Orionis (tengah), sebuah bintang variabel dengan massa sekitar 3,5kali massa matahari. Bagian langit yang hitam adalah lubang besar ruang kosong dan bukannyanebula gelap seperti yang dikira sebelumnya.NASA image
Bintang-bintang pertama yang terbentuk setelah Dentuman besar kemungkinan berukuran lebih besar dari yang ada sekarang, mencapai hingga 300kali massa matahari, bahkan lebih,[51] akibat tiadanya unsur yang lebih berat darilitium dalam kandungannya. Namun, generasi bintang-bintangpopulasi III yang masif ini sudah lama punah dan hanya ada secara teoretis.
Dengan massa hanya 93kali massaJupiter,AB Doradus C, bintang teman AB Doradus A, merupakan bintang terkecil yang diketahui masih melakukan fusi nuklir dalam intinya.[52] 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 75kali massa Jupiter.[53][54] Namun jika metalisitas sebuah bintang sangat rendah, massa minimumnya adalah sekitar 8,3% dari massa matahari atau sekitar 87kali massa Jupiter, berdasarkan penelitian terkini atas bintang-bintang paling redup.[54][55] Bintang yang lebih kecil lagi disebutkatai cokelat, yang menempati daerah abu-abu yang belum terdefenisi secara jelas antara bintang danraksasa 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 memengaruhi tampilan spektrum sebuah bintang, dengan gravitasi yang lebih tinggi menyebabkan pelebarangaris serapan.[56]
Medan magnet sebuah bintang dihasilkan di bagian dalam bintang tempat sirkulasikonveksi terjadi. Gerakan plasma konduktif ini berfungsi sepertidinamo, 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 menghasilkanbintik bintang, yang merupakan wilayah permukaan bintang dengan medan magnet yang kuat tetapi 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..[57]
Bintang-bintang muda yang berputar cepat cenderung memiliki tingkat aktivitas permukaan yang tinggi akibat pengaruh medan magnetnya. Medan magnet ini juga dapat memengaruhiangin 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.[58] Sepanjang masaminimum Maunder misalnya, matahari hampir tidak menunjukkan aktivitasbintik matahari selama 70tahun.
Laju rotasi bintang dapat ditentukan lewatspektroskopi, atau dapat diukur dengan lebih tepat lagi dengan mengamati laju rotasibintik bintang. Bintang-bintang muda dapat memiliki laju rotasi yang tinggi, hingga di atas 100km/s diukur pada ekuatornya. Bintang kelas BAchernar, misalnya, memiliki laju rotasi sekitar 225km/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 300km/s yang akan menyebabkan sebuah bintang hancur.[59] Sebaliknya, matahari hanya berputar sekali selama 25–35hari, dengan laju rotasi ekuator 1,99km/s. Medan magnet dan angin bintang memperlambat laju rotasi bintang-bintangderet utama secara signifikan seiring dengan berkembangnya sebuah bintang dalam deret utama.[60]
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 kekekalanmomentum sudut. Sebagian besar momentum sudut bintang tersebut menghilang akibat hilangnya massa bintang oleh angin bintang.[61] Meskipun demikian, laju rotasi bintang pulsar bisa sangat tinggi. Bintang pulsar di pusatNebula kepiting misalnya, berputar 30 kali dalam sedetik.[62] 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 dariindeks warna bintang.[63] Biasanya suhu ini dinyatakan dengansuhu efektif, yang merupakan suhu jika sebuah bintang dianggap sebagaibenda 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.[64] Suhu di daerah inti sebuah bintang mencapai hingga beberapa juta derajat celsius.[65]
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)[56]
Bintang masif dalamderet 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.[66]
Sebagian besar bintang berumur antara 1–10miliar tahun. Beberapa bintang mungkin bahkan berumur mendekati 13,8miliar tahun–umur teramati alam semesta. Bintang tertua yang ditemukan hingga saat ini,HE1523-0901, diperkirakan berumur 13,2miliar tahun.[67][68]
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.[69][70]
Sistem klasifikasi bintang yang ada saat ini berasal dari awal abad ke-20, ketika bintang diklasifikasikan dariA hinggaQ berdasarkan kekuatangaris hidrogennya.[72] 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.[73]
Bintang diberi klasifikasi huruf tunggal berdasarkan spektrumnya, dari tipeO yang sangat panas sampaiM yang begitu dingin hingga molekul dapat terbentuk pada atmosfernya. Klasifikasi utama berdasarkan suhunya, dari yang tertinggi ke terendah, adalahO,B,A,F,G,K, danM. Beberapa bintang dengan jenis spektrum yang langka memiliki klasifikasi khusus tersendiri. Paling umumnya adalah kategoriL danT, 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 kelasO0 danO1 tidak ada.[74]
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:
Sebagian besar bintang masuk dalamderet utama yang terdiri dari bintang-bintangpembakar hidrogen biasa. Bintang-bintang ini membentuk pita diagonal tipis dalam grafik bintang berdasarkan magnitudo absolutnya dan jenis spektrumnya (diagram Hertzsprung-Russell).[74] Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem klasifikasi di atas.Matahari kita misalnya, adalah sebuah bintang katai kuning deret utama kelasG2V 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.[74]
Bintang katai putih memiliki klasifikasi tersendiri yang dimulai dengan hurufD. Penggolongan ini dibagi lagi ke dalam kelas-kelasDA,DB,DC,DO,DZ, danDQ, tergantung jenis garis spektrumnya yang menonjol. Lalu di belakangnya diikuti dengan nilai angka yang menunjukkan indeks suhunya.[75]
Sebuahkatai putih yang sedang mengorbitSirius (konsep artis).Citra NASA.
Selain berdiri sendiri, bintang bisa juga berada dalamsistem 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 adalahbintang 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.[76] Terdapat juga kelompok yang lebih besar yang disebutgugus bintang. Gugus bintang berkisar darihimpunan bintang yang tidak begitu padat dengan hanya beberapa bintang, hinggagugus 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.[77]
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 100miliar (1011) galaksi dalamalam semesta teramati.[78] Berdasarkan sebuah cacah bintang pada tahun 2010 diperkirakan terdapat 300triyar (3 × 1023) bintang dalam alam semesta teramati.[79]Walau sering dipercaya bahwa bintang hanya terdapat dalam galaksi, telah ditemukan bintang-bintang yang berada di luar galaksi (bintang antargalaksi).[80][note 1]
Bintang terdekat dengan bumi selain matahari adalahProxima Centauri yang berjarak sekitar 4,2tahun cahaya atau kira-kira 39,9triliun kilometer. Jika jarak ini ditempuh dengan kecepatan orbitpesawat ulang-alik (8km/s–hampir 30.000km/jam), maka akan dibutuhkan waktu kira-kira 150.000 tahun untuk sampai.[note 2] Jarak seperti ini adalah jarak antar bintang yang umum dalampiringan galaksi, termasuk di lingkungan sekitar tata surya.[81] Bintang-bintang dapat sangat berdekatan di pusat galaksi dan dalamgugus bola atau terpisah sangat jauh dalamhalo 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.[82] Tabrakan seperti ini dapat menghasilkan apa yang dikenal dengan bintangpengelana biru (blue straggler).[note 1] Bintang-bintang abnormal ini memiliki suhu permukaan yang lebih tinggi dari bintang-bintang deret utama lainnya dalam sebuah gugus bintang dengan luminositas yang sama.[83] 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 dalamawan molekul; yaitu sebuah daerahmedium antarbintang yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuahvacuum chamber yang ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri darihidrogen dengan sekitar 23–28%helium dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwanukleosintesis Big Bang pada saat awalalam 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 darisupernova atau tumbukan antara duagalaksi. Sekali sebuah wilayah mencapaikerapatan materi yang cukup memenuhi syarat terjadinyainstabilitas 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 sebagaiglobula 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 mencapaikesetimbangan hidrostatik, sebuahprotobintang akan terbentuk di intinya.Bintang pra deret utama ini sering kali dikelilingi olehpiringan 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 bintangderet 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 dalamderet utama dan disebut sebagai bintang katai.
Ketika kandunganhidrogen di teras bintang habis, teras bintang mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyakhidrogen mengembang dan bertukar warna merah dan disebutbintang raksaksa merah yang dapat mencapai 100 kali ukuran Matahari sebelum membentuk bintang katai putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar darimatahari, bintang tersebut akan membentuksuperraksaksa merah.Superraksaksa merah ini kemudiannya membentukNova atauSupernova dan kemudiannya membentukbintang neutron atauLubang hitam.
Tampilan yang tidak simetris dari bintangMira, sebuah bintang variabel yang berosilasi.CitraHST NASA.
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 termasukbintang variabel chepeid dan mirip chepeid, serta bintang variabel periode panjang sepertiMira.[84]
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.[84] Kategori ini termasukprotobintang,bintang Wolf-Rayet danbintang suar serta bintang raksasa dan maharaksasa.
Yang terakhir adalah bintang variabel eksplosif atau kataklismis termasuk di antaranya bintangnova dansupernova. 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.[85] Ledakan tersebut tercipta ketika katai putih menyedot hidrogen dari bintang pasangannya, meningkatkan massanya hingga hidrogen di dalamnya mengalami fusi.[86] Beberapa nova terjadi berulang-ulang, dengan ledakan berkala yang memiliki amplitudo rendah.[84]
Bintang juga dapat berubah-ubah luminositasnya akibat faktor-faktor luar, misalnyabintang biner gerhana, juga bintang yang memiliki bintik bintang yang luar biasa dan berotasi.[84] Contoh paling terkenal bintang biner gerhana adalahAlgol yang biasanya berubah-ubah magnitudonya antara 2,5 sampai 3,5 dengan periode 2,87 hari.
Struktur bagian dalam bintangderet utama, zona konveksi ditunjukkan dengan lingkaran bertanda panah dan zona radiasi dengan panah merah. Sebelah kiri adalahkatai merahbermassa rendah, di tengah adalahkatai kuningberukuran sedang dan di sebelah kananbintang deret utama biru-putihmasif.
Bagian dalam dari bintang stabil berada dalam keadaansetimbang secara hidrostatis, di mana gaya akibatgradien tekanan dari dalam bintang yang mendorong ke luar mengimbangi gaya gravitasi yang menarik ke dalam.Gradien tekanan ini diakibatkan oleh gradien suhuplasma bintang, yang tinggi pada bagian luarnya dan semakin dingin mendekati intinya. Suhu inti sebuah bintang deret utama atau bintang raksasa paling tidak berada dalam besaran 107°C. Suhu dan tekanan yang dialami inti pembakar hidrogen pada bintang deret utama cukup untuk memungkinkanfusi nuklir terjadi dan untuk menghasilkan energi yang cukup guna menghindari keruntuhan bintang.[87][88]
Ketika mengalami fusi nuklir dalam inti bintang, inti atom memancarkan energi dalam bentuksinar 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 tetapi pasti. Akhirnya muatan helium akan menjadi dominan dan produksi energi pun berhenti dalam inti. Namun bagi bintang yang bermassa lebih dari 0,4kali massa matahari, reaksi fusi terjadi pada lapisan yang perlahan mengembang di sekitar inti heliumdegenerat.[89]
Selain kesetimbangan hidrostatis, bagian dalam sebuah bintang yang stabil juga akan mempertahankankesetimbangan 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 membentukzona konveksi. Hal ini dapat terjadi misalnya pada daerah di mana aliran energi yang sangat tinggi terjadi, seperti dekat inti bintang atau di daerah dengankelegapan (opacity) tinggi seperti pada lapisan luar.[88]
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.[90] Katai merah dengan massa kurang dari 0,4 kali massa matahari hanya memiliki zona konveksi di seluruh lapisannya sehingga mencegah terbentuknya inti helium.[91] Pada sebagian besar bintang, zona konveksi juga akan berubah-ubah dari waktu ke waktu seiring dengan menuanya bintang dan berubahnya susunan inti bintang.[88]
Diagram ini menunjukkan bagian dalammatahari.citra NASA.
Bagian dari sebuah bintang yang terlihat bagi pengamat disebutfotosfer. 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 inilahbintik bintang, atau wilayah bersuhu dibawah rata-rata, muncul.
Di atas fotosfer adalahatmosfer bintang. Pada bintang deret utama seperti matahari, bagian terbawah atmosfer merupakan daerahkromosfer yang tipis tempat munculnyaspikula dan dimulainyasemburan bintang. Kromosfer ini dikelilingi oleh daerah transisi, di mana suhu meningkat dengan cepat dalam jarak hanya 100km. Di luarnya adalahkorona, volume plasma maha panas yang dapat menjangkau ke luar hingga beberapa juta kilometer.[92] Keberadaan korona tampaknya bergantung pada zona konveksi pada lapisan luar bintang.[90] Meskipun suhunya tinggi, korona hanya memancarkan sedikit sekali cahaya. Wilayah korona matahari biasanya hanya terlihat padagerhana matahari.
Dari korona,angin bintang bermuatan partikel plasma mengembang keluar dari bintang, menyebar hingga berinteraksi denganmedium antarbintang. Untuk matahari, pengaruhangin suryanya meluas hingga ke seluruh wilayahheliosfer yang berbentuk gelembung.[93]
Berbagai reaksi fusi nuklir yang berbeda berlangsung dalam inti bintang sebagai bagian darinukleosintesis 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 hukumkesetaraan massa-energi di manaE=mc2.[94]
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.[65]
Pada inti matahari yang bersuhu 10juta derajat celsius, hidrogen di-fusi hingga membentuk helium dalamreaksi rantai proton-proton:[95]
Reaksi-reaksi ini menghasilkan reaksi keseluruhan:
41H →4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
di mana e+ adalahpositron, γ adalah foton sinar gama, νe adalahneutrino, 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 fusi
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 lewatproses tripel alfa yang menggunakanberilium sebagai unsur perantaranya:[95]
Dalam bintang masif, unsur-unsur yang lebih berat dapat juga dibakar dalam inti yang mengerut lewatproses pembakaran neon danproses pembakaran oksigen. Tahapan akhir proses nukleosintesis bintang adalahproses pembakaran silikon yang mengakibatkan dihasilkannya isotop besi-56 yang stabil. Setelah itu reaksi fusi tidak dapat diteruskan lagi kecuali lewat prosesendotermik, sehingga energi yang lebih banyak hanya dapat dihasilkan lewat runtuhan gravitasi.[95]
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.[97]
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.
Peta 3D dari bintang-bintang terdekat menggunakan koordinat dalam daftar diatas. Bintang di depan memiliki asensiorekta 18h. Sebuah versi animasi dari gambar ini tersedia didisini.Kacamata 3D red green direkomendasikan untuk bisa melihat gambar ini dengan baik.
12Blue straggler lebih sering diterjemahkan sebagaipengelana biru daripadapengembara biru untuk membedakannya daribintang pengembara (rogue star) yang merujuk pada bintang antargalaksi
↑3,99 × 1013 km ÷ (3 × 104 km/jam × 24 × 365,25) = 1,5 × 105 tahun.
↑Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995).Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Carsten Niebuhr Institute Publications. Vol.19. Museum Tusculanum Press. hlm.163.ISBN87-7289-287-0.
↑Golden, Frederick; Faflick, Philip (January 11, 1982)."Science: Stellar Idea or Cosmic Scam?".Times Magazine. Time Inc. Diarsipkan dariasli tanggal 2013-08-25. Diakses tanggal2010-06-24.
↑Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres".Astronomy and Astrophysics.61 (6):809–813.Bibcode:1977A&A....61..809M.
↑Chugainov, P. F. (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars".Information Bulletin on Variable Stars.520:1–3.Bibcode:1971IBVS..520....1C.
↑"Magnitude". National Solar Observatory—Sacramento Peak. Diarsipkan dariasli tanggal 2008-02-06. Diakses tanggal2006-08-23.
12"Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. Diarsipkan dariasli tanggal 2014-08-09. Diakses tanggal2006-08-13.
↑Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). "Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared".Journal of Astrophysics and Astronomy.16: 332.Bibcode:1995JApAS..16..332R.
↑Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars".Publications of the Astronomical Society of the Pacific.69 (406): 54.Bibcode:1957PASP...69...54J.doi:10.1086/127012.
↑Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates".Astronomy & Astrophysics.367 (1):253–265.Bibcode:2001A&A...367..253F.doi:10.1051/0004-6361:20000477.
↑Gray, David F. (1992).The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. hlm.413–414.ISBN0-521-40868-7.
↑Boss, Alan (April 3, 2001)."Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. Diarsipkan dariasli tanggal 2006-09-28. Diakses tanggal2006-06-08.
1234"Types of Variable". AAVSO. May 11, 2010. Diarsipkan dariasli tanggal 2018-10-17. Diakses tanggal2010-08-20.
↑Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution".Astrophysical Journal Supplement Series.76:55–114.Bibcode:1991ApJS...76...55I.doi:10.1086/191565. Pemeliharaan CS1: Banyak nama: authors list (link)
↑"Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. 2004-11-01. Diakses tanggal2006-06-08.
↑Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03".Astronomy and Astrophysics Supplement.141 (3):371–383.arXiv:astro-ph/9910164.Bibcode:2000A&AS..141..371G.doi:10.1051/aas:2000126.
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
