Lihat sumber Bintang

{{kegunaanlain}}
[[Berkas:Starsinthesky.jpg|jmpl|Sebuah daerah Pembentukan bintang#Stellar nurseries|Daerah pembentuk-bintang di [[Awan Magellan Besar]].]]
[[Berkas:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|jmpl|Gambar [[warna semu]] dari [[Matahari]], bintang [[deret utama]] tipe-G yang terdekat ke Bumi]]

'''Bintang''' merupakan benda langit yang memancarkan [[cahaya]] yang disebabkan oleh reaksi fusi nuklir yang menghasilkan [[energi]] yang terjadi di intinya.<ref>{{Cite book|title=Universe-The Definitive Visual Guide|url=https://archive.org/details/universe0000unse_q5t6|last=DInwiddle|first=Robert|date=2012|publisher=Sarah Larter|isbn=978-1-4093-7650-7|location=London|pages=[https://archive.org/details/universe0000unse_q5t6/page/232 232]|url-status=live}}</ref> Perlu diperhatikan bahwa 'bintang semu' bukanlah bintang, tetapi planet yang memantulkan cahaya dari bintang lain dan terlihat bercahaya di langit seperti sebuah bintang.

Menurut [[ilmu]] [[astronomi]], definisi bintang adalah:{{quote|Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 [[massa matahari]]) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan [[energi]] melalui reaksi [[fusi nuklir]].}} Oleh sebab itu bintang [[katai putih]] dan [[bintang neutron]] yang sudah tidak menghasilkan energi tetap disebut sebagai bintang. Bintang terdekat dengan [[Bumi]] adalah [[Matahari]] pada jarak sekitar 149,680,000 kilometer, diikuti oleh [[Proxima Centauri]] dalam rasi bintang [[Sentaurus]] berjarak sekitar empat [[tahun cahaya]].

== Sejarah pengamatan ==
Bintang-bintang telah menjadi bagian dari setiap kebudayaan. Bintang-bintang digunakan dalam praktik-praktik keagamaan, dalam [[navigasi]], dan ber[[pertanian|cocok tanam]]. [[Kalender Gregorian]], yang digunakan hampir di semua bagian dunia, adalah [[Kalender surya|kalender Matahari]], mendasarkan diri pada posisi [[Bumi]] relatif terhadap bintang terdekat, Matahari.

[[Astronom|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,<ref name="he history">{{cite web | last = Drake | first = Stephen A. | date = [[17 Agustus]], [[2006]] | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html | title = A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy | publisher = NASA HEASARC | accessdate = 2006-08-24
}}</ref> ide yang telah diusulkan sebelumnya oleh filsuf-filsuf [[Yunani kuno]] seperti [[Democritus]] dan [[Epicurus]].<ref>{{cite web | date = [[24 Juli]], [[2006]] | url = http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-226/ | title = Exoplanets | publisher = ESO | accessdate = 2006-10-11 }}{{Pranala mati|date=Februari 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref> Pada abad berikutnya, ide bahwa bintang adalah Matahari yang jauh mendapat kesepakatan di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi pada [[Tata Surya|tata surya]], [[Isaac Newton]] mengusulkan bahwa bintang-bintang tersebar secara merata di seluruh langit, sebuah gagasan yang berasal dari teolog [[Richard Bentley]].<ref>{{cite web | last = Hoskin | first = Michael | year=1998 | url = http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html | title = The Value of Archives in Writing the History of Astronomy | publisher = Space Telescope Science Institute | accessdate = 2006-08-24 }}</ref>

Astronom Italia [[Geminiano Montanari]] merekam adanya perubahan [[luminositas]] pada bintang [[Algol]] pada 1667. [[Edmond Halley]] menerbitkan pengukuran pertama [[gerak diri]] dari sepasang bintang “tetap” dekat, memperlihatkan bahwa mereka berubah posisi dari sejak pengukuran yang dilakukan [[Ptolemaeus]] dan [[Hipparchus]]. Pengukuran langsung jarak bintang [[61 Cygni]] dilakukan pada 1838 oleh [[Friedrich Bessel]] menggunakan teknik [[paralaks]].

[[William Herschel]] adalah astronom pertama yang mencoba menentukan sebaran bintang di langit. Selama 1780an ia melakukan pencacahan di sekitar 600 daerah langit berbeda. Ia kemudian menyimpulkan bahwa jumlah bintang bertambah secara tetap ke suatu arah langit, yakni pusat [[galaksi]] [[Bima Sakti]]. Putranya [[John Herschel]] mengulangi pekerjaan yang sama di belahan bumi langit sebelah selatan dan menemukan hasil yang sama.<ref>{{cite journal | last=Proctor | first=Richard A. | title=Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature | year=1870 | pages=331-333 | url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M }}</ref> Selain itu William Herschel juga menemukan bahwa beberapa pasangan bintang bukanlah bintang-bintang yang secara kebetulan berada dalam satu arah garis pandang, melainkan mereka memang secara fisik berpasangan membentuk sistem [[bintang ganda]].

== Penamaan ==
{{Main|Penamaan bintang|Konvensi penamaan bintang|Katalog bintang}}
Gagasan rasi bintang telah dikenal sejak zaman [[Babilonia]]. Para pengamat langit kuno membayangkan pola tertentu terbentuk oleh susunan bintang yang menonjol, dan menghubungkannya dengan cara tertentu dari alam atau mitologi mereka. Dua belas dari susunan ini terletak pada garis [[ekliptika]] dan menjadi dasar bagi [[astrologi]].<ref name=koch95/> Banyak pula bintang-bintang individu yang menonjol diberi nama tersendiri, khususnya dengan penamaan [[bahasa Arab|Arab]] atau [[bahasa latin|Latin]].

Sebagaimana beberapa rasi bintang tertentu dan matahari, beberapa bintang juga memiliki [[mitologi]]nya sendiri.<ref name="mythology">{{cite web
 | last = Coleman | first = Leslie S
 | url = http://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/
 | title = Myths, Legends and Lore
 | publisher = Frosty Drew Observatory
 | accessdate = 2012-06-15 }}</ref> Bagi orang [[agama Yunani kuno|Yunani kuno]], beberapa "bintang", yang dikenal sebagai [[planet]] ({{lang-gr|πλανήτης}} [''planētēs''], ''pengembara''), mewakili berbagai dewa penting mereka yang menjadi sumber nama bagi planet [[Merkurius]], [[Venus]], [[Mars]], [[Jupiter]] dan [[Saturnus]].<ref name="mythology" /> [[Uranus]] dan [[Neptunus]] juga adalah dewa-dewa [[Mitologi Yunani|Yunani]] dan [[Mitologi Romawi|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 [[Penamaan Bayer|nama]] bagi bintang-bintang pada tiap rasi bintang. Setelah itu tata penomoran berdasarkan [[asensio rekta]] bintang diciptakan oleh [[John Flamsteed]] dan ditambahkan ke katalog bintang dalam bukunya ''"Historia coelestis Britannica"'' (edisi tahun 1712). Tata nomor ini nantinya akan dikenal sebagai ''Penamaan Flamsteed'' atau ''Penomoran Flamsteed''.<ref>{{cite web
 | url = http://www.iau.org/public/naming/ | title = Naming Astronomical Objects
 | publisher = [[International Astronomical Union]] (IAU)
 | accessdate = 2009-01-30 }}</ref><ref>{{cite web
 | url = http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html | title = Naming Stars
 | publisher = [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS)
 | accessdate = 2009-01-30 }}</ref>

Satu-satunya otoritas yang diakui secara internasional dalam penamaan benda angkasa adalah [[Persatuan Astronomi Internasional]] (''International Astronomical Union'', IAU).<ref name=space_law09/> Terdapat sejumlah perusahaan swasta yang menjual nama-nama bintang, yang menurut [[Perpustakaan Britania]] merupakan perusahaan komersial [[regulasi|tak teregulasi]].<ref name=astrometry05/><ref name=bl_disclaimer/> Namun IAU telah memutuskan hubungan dengan praktik komersial ini, dan nama-nama tersebut tidak diakui dan tidak dipergunakan oleh IAU.<ref name=andersen10/> 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,<ref name=si30_5/><ref name=sd19980401/><ref name=golden_faflick82/><ref name=di_justo20011226/> dan Departemen Urusan Konsumen Kota New York menerbitkan sebuah peringatan bagi ISR karena melakukan praktik dagang yang menyesatkan.<ref name=pliat02/><ref name=sclafani19980508/>

== Radiasi ==
Energi yang dihasilkan oleh bintang dari [[fusi nuklir]] memancar ke ruang angkasa dalam bentuk [[radiasi elektromagnetik]] dan [[radiasi partikel]]. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang terwujud dalam bentuk [[angin bintang]],<ref>
{{cite news
|last=Koppes|first=Steve
|title=University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science
|publisher=The University of Chicago News Office
|date=June 20, 2003|url=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml
|accessdate=2012-06-15 }}
</ref> 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 [[Elektromagnetisme|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 [[fotosfer]]nya.<ref>{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | title = The Colour of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2012-03-10 | archive-url = https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | dead-url = yes }}</ref> Selain cahaya tampak, bintang juga memancarkan bentuk-bentuk lain radiasi elektromagnetik yang tidak [[mata manusia|kasatmata]]. Sebenarnya radiasi elektromagnetik bintang meliputi keseluruhan [[spektrum elektromagnetik]], dari yang [[panjang gelombang]]nya 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 [[Spektroskopi astronomi|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 [[Binary star|sistem biner]] dapat dihitung dengan mengukur jarak dan kecepatan orbitnya. Efek [[lensa-mikro gravitasi]] dipergunakan untuk mengukur massa bintang tunggal.<ref>
{{cite news
|title=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
|publisher=Hubble News Desk|date=July 15, 2004|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/
|accessdate=2006-05-24 }}
</ref>) Dengan menggunakan parameter-parameter ini, astronom juga dapat memperkirakan umur sebuah bintang.<ref>
{{cite journal
 | last1=Garnett | first1=D. R. | last2=Kobulnicky | first2=H. A.
 | title=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2000
 | volume=532
 | issue= 2 | pages=1192–1196
 | doi = 10.1086/308617
| bibcode=2000ApJ...532.1192G|arxiv = astro-ph/9912031 }}
</ref>

=== Luminositas ===
[[Luminositas]] bintang adalah jumlah [[cahaya]] dan bentuk [[energi radiasi]] lainnya yang dipancarkan oleh bintang per satuan waktu. Luminositas bintang diukur dalam satuan [[daya]] ([[watt]]). Luminositas bintang ditentukan oleh ukuran jari-jari dan suhu permukaannya. Dengan menganggap bahwa sebuah bintang adalah [[benda hitam]] sempurna, maka luminositasnya adalah:
: <math>L = 4 \pi R^2 \sigma T_{e}^4 </math>
di mana ''L'' adalah luminositas, ''σ'' adalah tetapan [[Boltzmann|Stefan-Boltzmann,]] ''R'' adalah [[jari-jari]] bintang dan ''T''<sub>''e''</sub> adalah [[temperatur efektif]] bintang.

Jika jarak bintang dapat diketahui, misalnya dengan menggunakan metode paralaks, luminositas sebuah bintang dapat ditentukan melalui hubungan
: <math>E = \frac {L} {4 \pi d^2} </math>
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.<ref>{{cite news
|author=Staff
|date=January 10, 2006
|title=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
|publisher=National Optical Astronomy Observatory
|url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
|accessdate=2007-11-18
|archive-date=2019-05-24
|archive-url=https://web.archive.org/web/20190524103812/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
|dead-url=yes
}}</ref>
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,
<ref name="Michelson Starspots">
{{cite journal | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G. | title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | journal=Living Reviews in Solar Physics | publisher=Max Planck Society | year=2005 | url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ }}
</ref> dan bintang-bintang ini juga menunjukkan penggelapan pinggiran yang lebih kuat. Penggelapan pinggiran adalah penurunan tingkat kecerahan cahaya pada cakram bintang mendekati daerah pinggirannya.<ref>
{{cite journal | last1=Manduca | first1=A. | last2=Bell | first2=R. A. |last3=Gustafsson | first3=B. |title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61 | issue=6 | pages=809–813 |bibcode=1977A&A....61..809M }}
</ref> [[Bintang suar|Bintang-bintang suar]] katai merah seperti [[UV Ceti]] dapat memiliki bintik bintang yang menonjol di permukaannya.<ref>
{{cite journal | last1=Chugainov | first1=P. F. | title=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars |journal=Information Bulletin on Variable Stars | year=1971 | volume=520 | pages=1–3 | bibcode=1971IBVS..520....1C }}
</ref>

=== Magnitudo ===
{{Main|Magnitudo semu|Magnitudo mutlak}}
[[Kecerahan|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&nbsp;parsec (32,6&nbsp;tahun cahaya), sehingga berhubungan langsung dengan luminositas bintang dan menyatakan kecerahan bintang yang sebenarnya.

{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudo:''
!Magnitudo<br />semu
!Jumlah&nbsp;<br />bintang<ref>{{cite web | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archiveurl = https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | archivedate = 2008-02-06 | title = Magnitude | publisher = National Solar Observatory—Sacramento Peak | accessdate = 2006-08-23 | dead-url = yes }}</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
||4
|- style="text-align: center;"
||1
||15
|- style="text-align: center;"
||2
||48
|- style="text-align: center;"
||3
||171
|- style="text-align: center;"
||4
||513
|- style="text-align: center;"
||5
||1.602
|- style="text-align: center;"
||6
||4.800
|- style="text-align: center;"
||7
||14.000
|}

Baik skala magnitudo semu maupun magnitudo mutlak adalah [[satuan logaritmis]] di mana selisih satu magnitudo sama dengan perbedaan kecerahan sekitar 2,5&nbsp;kali<ref name="luminosity">{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | title = Luminosity of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2014-08-09 | archive-url = https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html | dead-url = yes }}</ref> (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''<sub>b</sub>) dari nilai magnitudo bintang yang lebih redup (''m''<sub>f</sub>), lalu menggunakan selisihnya sebagai eksponen untuk bilangan pokok 2,512. Dapat juga ditulis dengan persamaan berikut:
: <math>\Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
: <math>2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>
Walau keduanya bergantung pada luminositas dan jarak bintang dari bumi, magnitudo mutlak sebuah bintang (''M'') tidaklah sama dengan magnitudo semunya (''m'').<ref name="luminosity" /> 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, 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.<ref>{{cite web | last1=Hoover | first1=Aaron | date=January 15, 2004 | url=http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | archivedate=2007-08-07 | title=Star may be biggest, brightest yet observed | publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08 | dead-url=yes }}</ref> 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.<ref>
{{cite web
 | date=August 17, 2006 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
 | title=Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
 | publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08 }}
</ref>

== Satuan pengukuran ==
Kebanyakan parameter-parameter bintang dinyatakan dalam [[satuan SI]], tetapi [[satuan cgs]] kadang-kadang digunakan (misalnya luminositas dinyatakan dalam satuan [[erg]] per detik). Penggunaan satuan cgs lebih bersifat tradisi daripada sebuah konvensi. Namun pada praktiknya sering kali [[massa]], luminositas dan jari-jari bintang dinyatakan dalam satuan matahari, mengingat [[matahari]] adalah bintang yang paling banyak dipelajari dan diketahui parameter-parameter fisisnya. Untuk matahari, parameter-parameter berikut diketahui:
:{|
| [[massa matahari]]:
| ''M''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|1.9891 × 10<sup>30</sup> [[kilogram|kg]]}}<ref name="constants">{{cite journal
 | last1=Sackmann | first1=I.-J. | last2=Boothroyd | first2=A. I.
 | title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2003 | volume=583
 | issue=2 | pages=1024–1039 | bibcode=2003ApJ...583.1024S
 | doi=10.1086/345408 |arxiv = astro-ph/0210128 }}</ref>
|-
| [[luminositas matahari]]:
| ''L''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|3.827 × 10<sup>26</sup> [[watt]]}}<ref name="constants" />
|-
| [[radius matahari]]
| ''R''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|6.960 × 10<sup>8</sup> [[Metre|m]]}}<ref>{{cite journal
 | last1=Tripathy | first1=S. C. | last2=Antia | first2=H. M.
 | title=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius
 | journal=Solar Physics | year=1999
 | volume=186 | issue=1/2 | pages=1–11
 | bibcode=1999SoPh..186....1T | doi = 10.1023/A:1005116830445
}}</ref>
|}

Ukuran panjang yang sangat besar, misalnya panjang [[sumbu semi-mayor]] orbit tata bintang ganda, sering kali dinyatakan dalam [[satuan astronomi]] (''AU = astronomical unit''), yaitu jarak rata-rata antara bumi dan matahari.

== Sifat dan karakteristik ==
Hampir semua hal menyangkut sebuah bintang dipengaruhi oleh massa awalnya, termasuk sifat-sifat penting seperti ukuran dan luminositas, demikian juga dengan evolusi, umur dan kondisi akhirnya.
=== Diameter ===
[[Berkas:Star-sizes.jpg|kiri|jmpl|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, dan [[Kelip (astronomi)|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]].<ref>{{cite news|title=The Biggest Star in the Sky|publisher=ESO
|date=March 11, 1997|url=http://www.eso.org/public/news/eso9706/
|accessdate=2006-07-10 }}</ref>

Cakram sebagian besar bintang terlalu kecil [[diameter sudut]]nya 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.<ref>{{cite journal | last1=Ragland | first1=S. | last2=Chandrasekhar | first2=T.
 | last3=Ashok | first3=N. M.
 | title=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared
 | journal=Journal of Astrophysics and Astronomy
 | year=1995 | volume=16 | page=332
 | bibcode=1995JApAS..16..332R }}</ref>

Ukuran bintang sangat beragam, mulai dari [[bintang neutron]], yang hanya berdiameter antara 20 sampai 40&nbsp;km, hingga bintang [[maharaksasa]] seperti [[Betelgeuse]] di [[Orion|rasi bintang Orion]], yang berdiameter sekitar 650 kali diameter matahari atau sekitar 900&nbsp;juta&nbsp;km. Namun Betelgeuse memiliki [[massa jenis|kepadatan]] yang jauh lebih rendah dari matahari.<ref>{{cite web | last=Davis | first=Kate | date=December 1, 2000 | url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | title=Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis | publisher=AAVSO | accessdate=2006-08-13 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | archivedate=2006-07-12 | dead-url=no }}</ref>

=== Kinematika ===
{{Main|Kinematika bintang}}
[[Berkas:Pleiades large.jpg|jmpl|ka|300px|[[Pleiades (gugus bintang)|Pleiades]], sebuah [[gugus terbuka]] di [[rasi bintang]] [[Taurus (rasi bintang)|Taurus]]. Bintang-bintang ini bergerak bersama di angkasa.<ref>{{cite journal
 | last=Loktin | first=A. V.
 | title=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster
 | journal=Astronomy Reports | volume=50 | issue=9
 | pages=714–721 | month=September | year=2006
 | doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L }}</ref> ''Foto [[NASA]]'']]
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 radial]]nya menuju atau menjauhi matahari, dan pergeseran melintangnya yang disebut [[gerak diri]].

Kecepatan radial sebuah bintang diukur lewat [[efek doppler|pergeseran doppler]] pada garis spektrumnya dan dinyatakan dalam satuan [[kilometer]] per [[detik]]. Gerak diri sebuah bintang ditentukan lewat pengukuran astronomis yang teliti dalam satuan mili[[detik 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.<ref>{{cite web
 | date=September 10, 1999 | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS
 | title=Hipparcos: High Proper Motion Stars
 | publisher=ESA | accessdate=2006-10-10 }}</ref>

Saat kecepatan kedua gerak tersebut diketahui [[kecepatan ruang (astronomi)|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.<ref>{{cite journal
 | last = Johnson | first = Hugh M.
 | title=The Kinematics and Evolution of Population I Stars
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | year=1957 | volume=69 | issue=406 | page=54
 | bibcode=1957PASP...69...54J
 | doi=10.1086/127012 }}</ref> 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.<ref>{{cite journal | last1=Elmegreen | first1=B. | last2=Efremov | first2=Y. N. | title=The Formation of Star Clusters | journal=American Scientist | year=1999 | volume=86 | issue=3 | page=264 | url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | accessdate=2006-08-23 | doi=10.1511/1998.3.264 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | archivedate=2005-03-23 | bibcode=1998AmSci..86..264E | dead-url=no }}</ref>

=== Komposisi kimia ===
{{See also|Metalisitas}}
Saat terbentuk, bintang-bintang di galaksi Bima Sakti massanya terdiri dari sekitar 71% hidrogen dan 27% helium,<ref>{{cite book
|first=Judith A.|last=Irwin|year=2007
|title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
|url=https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair|publisher=John Wiley and Sons|isbn=0-470-01306-0
|page=[https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair/page/78 78] }}</ref> 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.<ref>{{cite web
 | date =2006-09-12 | url = http://www.eso.org/public/news/eso0634/
 | title = A "Genetic Study" of the Galaxy
 | publisher = ESO | accessdate = 2006-10-10 }}</ref> Porsi unsur-unsur yang lebih berat juga dapat dijadikan sebagai petunjuk apakah sebuah bintang memiliki sistem planet atau tidak.<ref>{{cite journal | last1=Fischer | first1=D. A.
 | last2=Valenti | first2=J. | title=The Planet-Metallicity Correlation
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2005 | volume=622 | issue=2
 | pages=1102–1117 | bibcode=2005ApJ...622.1102F | doi = 10.1086/428383 }}</ref>

Bintang dengan kandungan besi terendah yang pernah diukur adalah bintang katai [[HE1327-2326]], dengan kandungan besi hanya 1/200.000 dari kandungan besi matahari.<ref>{{cite web
 | date=April 17, 2005 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | title=Signatures Of The First Stars
 | publisher=ScienceDaily | accessdate=2006-10-10 }}</ref> Sebaliknya, bintang kaya logam [[Mu Leonis|μLeonis]], memiliki kandungan yang hampir dua kali lipat milik matahari, sedang bintang berplanet [[14 Herculis]], memiliki kandungan yang hampir tiga kali lipat milik matahari.<ref>{{cite journal
 | last=Feltzing | first=S. | last2=Gonzalez | first2=G.
 | title=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | year=2000 | volume=367 | issue=1 | pages=253–265
 | bibcode=2001A&A...367..253F
 | doi=10.1051/0004-6361:20000477 }}</ref> Ada juga bintang yang komposisi kimianya [[bintang ganjil|ganjil]], yang menunjukkan kelimpahan luar biasa unsur-unsur tertentu dalam spektrumnya; khususnya [[krom]] dan [[logam tanah jarang]].<ref>{{cite book
|first=David F.|last=Gray|year=1992
|title=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres|pages=413–414
|publisher=Cambridge University Press
|isbn=0-521-40868-7 }}</ref>

=== Massa ===
{{Main|Massa bintang}}
Salah satu bintang paling masif yang diketahui adalah [[Eta Carinae]].<ref>{{cite journal | first = Nathan | last = Smith | year = 1998 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | title = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | publisher = Astronomical Society of the Pacific | journal = Mercury Magazine | volume = 27 | page = 20 | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2016-06-18 | archive-url = https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | dead-url = yes }}</ref> Dengan massa hingga 100–150&nbsp;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&nbsp;kali massa matahari.<ref>{{cite news
|title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy
|publisher=NASA News|date=March 3, 2005|url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html
|accessdate=2006-08-04 }}</ref> 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&nbsp;kali massa matahari, membuat batas tersebut dipertanyakan.<ref name=eso20100721>{{cite news
|title=Stars Just Got Bigger
|publisher=European Southern Observatory
|date=July 21, 2010
|url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/
|accessdate=2010-17-24 }}</ref> Sebuah penelitian menunjukkan bahwa bintang-bintang dalam gugus bintang [[R136]] yang bermassa lebih besar dari 150&nbsp;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&nbsp;kali massa matahari.<ref>{{cite web | work=LiveScience.com | url=http://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 | title=Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash |first1=Natalie | last1=Wolchover | date=August 7, 2012 }}</ref>

[[Berkas:Ngc1999.jpg|jmpl|ka|250px|Nebula [[NGC 1999]] disinari dengan terang oleh V380 Orionis (tengah), sebuah bintang variabel dengan massa sekitar 3,5&nbsp;kali massa matahari. Bagian langit yang hitam adalah lubang besar ruang kosong dan bukannya [[nebula 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 300&nbsp;kali massa matahari, bahkan lebih,<ref>{{cite news
|title=Ferreting Out The First Stars
|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
|date=September 22, 2005|url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html
|accessdate=2006-09-05 }}</ref> akibat tiadanya unsur yang lebih berat dari [[litium]] dalam kandungannya. Namun, generasi bintang-bintang [[bintang populasi III|populasi III]] yang masif ini sudah lama punah dan hanya ada secara teoretis.

Dengan massa hanya 93&nbsp;kali massa [[Jupiter]], [[AB Doradus|AB Doradus C]], bintang teman AB Doradus A, merupakan bintang terkecil yang diketahui masih melakukan fusi nuklir dalam intinya.<ref>{{cite news
|title=Weighing the Smallest Stars|publisher=ESO
|date=January 1, 2005|url=http://www.eso.org/public/news/eso0503/
|accessdate=2006-08-13 }}</ref> 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&nbsp;kali massa Jupiter.<ref>{{cite web | first=Alan | last=Boss | date=April 3, 2001 | url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | title=Are They Planets or What? | publisher=Carnegie Institution of Washington | accessdate=2006-06-08 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html | archivedate=2006-09-28 | dead-url=yes }}</ref><ref name="minimum">{{cite web | last=Shiga | first=David | date=August 17, 2006 | url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archiveurl=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | archivedate=2006-11-14 | title=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed | publisher=New Scientist | accessdate=2006-08-23 | dead-url=no }}</ref> Namun jika metalisitas sebuah bintang sangat rendah, massa minimumnya adalah sekitar 8,3% dari massa matahari atau sekitar 87&nbsp;kali massa Jupiter, berdasarkan penelitian terkini atas bintang-bintang paling redup.<ref name="minimum" /><ref>{{cite news
|title=Hubble glimpses faintest stars
|publisher=BBC|date=August 18, 2006
|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm
|accessdate=2006-08-22
|first=Elli
|last=Leadbeater}}</ref> 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]].<ref name="new cosmos" />

=== Medan magnet ===
{{Main|Medan magnet bintang}}
[[Berkas:suaur.jpg|jmpl|220px|Medan magnet permukaan [[SU Aurigae|SU&nbsp;Aur]] (sebuah bintang muda jenis [[Bintang T Tauri|T Tauri]]), gambar dihasilkan lewat [[pencitraan Zeeman-Doppler]]]]

[[Medan magnet]] sebuah bintang dihasilkan di bagian dalam bintang tempat sirkulasi [[konveksi]] terjadi. Gerakan plasma konduktif ini berfungsi seperti [[teori dinamo|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..<ref>{{cite web
 | last=Brainerd | first=Jerome James
 | date=July 6, 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html
 | title=X-rays from Stellar Coronas
 | publisher=The Astrophysics Spectator
 | accessdate= 2007-06-21 }}</ref>

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.<ref>{{cite web
 | last = Berdyugina | first = Svetlana V. | year=2005
 | url =http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/
 | title =Starspots: A Key to the Stellar Dynamo
 | publisher =Living Reviews
 | accessdate = 2007-06-21 }}</ref> Sepanjang masa [[minimum Maunder]] misalnya, matahari hampir tidak menunjukkan aktivitas [[bintik matahari]] selama 70&nbsp;tahun.

=== Rotasi ===
{{Main|Rotasi bintang}}
Laju rotasi bintang dapat ditentukan lewat [[spektroskopi]], atau dapat diukur dengan lebih tepat lagi dengan mengamati laju rotasi [[bintik bintang]]. Bintang-bintang muda dapat memiliki laju rotasi yang tinggi, hingga di atas 100&nbsp;km/s diukur pada ekuatornya. Bintang kelas B [[Achernar]], misalnya, memiliki laju rotasi sekitar 225&nbsp;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&nbsp;km/s yang akan menyebabkan sebuah bintang hancur.<ref>{{cite news
|title=Flattest Star Ever Seen|publisher=ESO
|date=June 11, 2003|url=http://www.eso.org/public/news/eso0316/
|accessdate=2006-10-03 }}</ref> Sebaliknya, matahari hanya berputar sekali selama 25–35&nbsp;hari, dengan laju rotasi ekuator 1,99&nbsp;km/s. Medan magnet dan angin bintang memperlambat laju rotasi bintang-bintang [[deret utama]] secara signifikan seiring dengan berkembangnya sebuah bintang dalam deret utama.<ref>{{cite web | last=Fitzpatrick | first=Richard | date=February 13, 2006 | url=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html | title=Introduction to Plasma Physics: A graduate course | publisher=The University of Texas at Austin | accessdate=2006-10-04 | archive-date=2010-01-04 | archive-url=https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html | dead-url=unfit }}</ref>

[[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.<ref>{{cite journal | last = Villata | first = Massimo | title=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs| url = https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1992-08-01_257_3/page/n89 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=1992 | volume=257 | issue=3 | pages=450–454 |bibcode=1992MNRAS.257..450V }}</ref> Meskipun demikian, laju rotasi bintang pulsar bisa sangat tinggi. Bintang pulsar di pusat [[Nebula kepiting]] misalnya, berputar 30 kali dalam sedetik.<ref>{{cite news
|title=A History of the Crab Nebula|publisher=ESO
|date=May 30, 1996|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/
|accessdate=2006-10-03 }}</ref> Laju rotasi bintang pulsar akan perlahan melambat akibat emisi radiasi.

=== Suhu ===
Suhu permukaan bintang deret utama ditentukan oleh laju penghasilan energi di intinya yang umumnya diperkirakan dari [[indeks warna]] bintang.<ref name="astronomynotes">{{cite web
 |url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |title=Properties of Stars: Color and Temperature
 |accessdate=2007-10-09
 |last=Strobel
 |first=Nick
 |date=August 20, 2007
 |work=Astronomy Notes
 |publisher=Primis/McGraw-Hill, Inc.
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |archivedate=2007-06-26
 |dead-url=no
 }}</ref> 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.<ref>{{cite web
 | first=Courtney | last=Seligman | work=Self-published
 | url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
 | title =Review of Heat Flow Inside Stars
 | accessdate = 2007-07-05 }}</ref> Suhu di daerah inti sebuah bintang mencapai hingga beberapa juta derajat celsius.<ref name="aps_mss" />

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)<ref name="new cosmos" />

Bintang masif dalam [[deret utama]] dapat bersuhu hingga 50.000&nbsp;°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&nbsp;°C, tetapi bintang ini memiliki luminositas yang tinggi karena permukaan luarnya yang luas.<ref name=zeilik>{{cite book|last1=Zeilik|first1=Michael A.|last2=Gregory|first2=Stephan A.|title=Introductory Astronomy & Astrophysics|url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil|edition=4th|year=1998|publisher=Saunders College Publishing|isbn=0-03-006228-4|page=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/321 321] }}</ref>

=== Umur ===
Sebagian besar bintang berumur antara 1–10&nbsp;miliar tahun. Beberapa bintang mungkin bahkan berumur mendekati 13,8&nbsp;miliar tahun–[[umur alam semesta|umur teramati alam semesta]]. Bintang tertua yang ditemukan hingga saat ini, [[HE 1523-0901|HE&nbsp;1523-0901]], diperkirakan berumur 13,2&nbsp;miliar tahun.<ref>{{cite news|display-authors=1
|last1=Frebel|first1=A.|last2=Norris|first2=J. E.|last3=Christlieb|first3=N.|last4=Thom|first4=C.|last5=Beers|first5=T. C.|last6=Rhee|first6=J
|title=Nearby Star Is A Galactic Fossil
|publisher=Science Daily|date=May 11, 2007
|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm
|accessdate=2007-05-10
}}</ref><ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Frebel | first1=Anna | last2=Christlieb | first2=Norbert
 | last3=Norris | first3=John E. | last4=Thom | first4=Christopher
 | last5=Beers | first5=Timothy C. | last6=Rhee | first6=Jaehyon
 | title=Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium
 | journal=[[Astrophysical Journal]] Letters| volume=660 | issue=2
 | pages=L117–L120 | date=May, 2007 | doi=10.1086/518122
 | bibcode=2007ApJ...660L.117F | arxiv=astro-ph/0703414  }}</ref>

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.<ref>{{cite web
 | last1=Naftilan | first1=S. A. | last2=Stetson | first2=P. B.
 | date=July 13, 2006
 | url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi
 | title=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
 | publisher=Scientific American
 | accessdate=2007-05-11 }}</ref><ref>{{cite journal
 | last1=Laughlin | first1=G. | last2=Bodenheimer | first2=P.
 | last3=Adams | first3=F. C.
 | title=The End of the Main Sequence
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=1997 | volume=482 | issue=1 | pages=420–432
 | bibcode=1997ApJ...482..420L | doi = 10.1086/304125 }}</ref>

== Klasifikasi ==
{{utama|Klasifikasi bintang}}
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ ''Rentang Suhu Permukaan dan<br />Warna berbagai Kelas Bintang''<ref>{{cite web
 | last=Smith | first=Gene | date=April 16, 1999
 | url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 | title=Stellar Spectra
 | publisher=University of California, San Diego
 | accessdate=2006-10-12 }}</ref>
! Kelas
! Suhu
! Contoh bintang
|- style="background: #aabfff "
| O
| lebih&nbsp;dari&nbsp;33.000&nbsp;K
| [[Zeta Ophiuchi]]
|- style="background: #cad7ff"
| B
| 10.500–30.000&nbsp;K
| [[Rigel]]
|- style="background: #f8f7ff"
| A
| 7.500–10.000&nbsp;K
| [[Altair]]
|- style="background: #fcf4d8"
| F
| 6.000–7.200&nbsp;K
| [[Procyon|Procyon&nbsp;A]]
|- style="background: #fff2a1"
| G
| 5.500–6.000&nbsp;K
| [[Matahari]]
|- style="background: #ffe46f"
| K
| 4.000–5.250&nbsp;K
| [[Epsilon Indi]]
|- style="background: #ffa040"
| M
| 2.600–3.850&nbsp;K
| [[Proxima Centauri]]
|}
Sistem klasifikasi bintang yang ada saat ini berasal dari awal abad ke-20, ketika bintang diklasifikasikan dari ''A'' hingga ''Q'' berdasarkan kekuatan [[garis hidrogen]]nya.<ref>{{cite journal
 | last=Fowler | first=A.
 | title=The Draper Catalogue of Stellar Spectra
 | journal=Nature
 | year=1891–2 | volume=45 | pages=427–8 | doi = 10.1038/045427a0 |bibcode = 1892Natur..45..427F }}</ref> 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&nbsp;°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.<ref name=carlos>{{cite book
|first1=Carlos|last1=Jaschek|last2=Jaschek|first2=Mercedes
|year=1990|title=The Classification of Stars
|url=https://archive.org/details/classificationof0000jasc|publisher=Cambridge University Press|pages=[https://archive.org/details/classificationof0000jasc/page/31 31]–48
|isbn=0-521-38996-8 }}</ref>

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.<ref name="spectrum">{{cite web
 |first        = Alan M
 |last         = MacRobert
 |url          = http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |title        = The Spectral Types of Stars
 |publisher    = Sky and Telescope
 |accessdate   = 2006-07-19
 |archive-date = 2013-10-22
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20131022124237/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |dead-url     = yes
}}</ref>

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:
:{| cellpadding="0" cellspacing="0"
| <li> 0 || Maha maha raksasa</li>
|-
| <li> I || Maharaksasa</li>
|-
| <li> II || Raksasa terang</li>
|-
| <li> III || Raksasa</li>
|-
| <li> IV || Sub-raksasa</li>
|-
| <li> V || [[Deret utama]] (katai)</li>
|-
| <li> VI || Sub-katai</li>
|-
| <li> VII || [[Katai putih]]</li>
|-
|}
Sebagian besar bintang masuk dalam [[deret utama]] yang terdiri dari bintang-bintang [[proses pembakaran hidrogen|pembakar hidrogen]] biasa. Bintang-bintang ini membentuk pita diagonal tipis dalam grafik bintang berdasarkan magnitudo absolutnya dan jenis spektrumnya ([[diagram Hertzsprung-Russell]]).<ref name="spectrum" /> 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.<ref name="spectrum" />

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.<ref>{{cite web
 | url = http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | title = White Dwarf (wd) Stars
 | publisher = White Dwarf Research Corporation
 | accessdate = 2006-07-19
 | archive-date = 2009-10-08
 | archive-url = https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | dead-url = unfit
 }}</ref>

== Distribusi ==

[[Berkas:Sirius A and B artwork.jpg|kiri|jmpl|250px|Sebuah [[katai putih]] yang sedang mengorbit [[Sirius]] (konsep artis). ''Citra NASA''.]]
Selain berdiri sendiri, bintang bisa juga berada dalam [[sistem bintang|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.<ref>{{cite book|first1=Victor G.|last1=Szebehely|last2=Curran|first2=Richard B.|year=1985
|title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
|url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato|publisher=Springer
|isbn=90-277-2046-0 }}</ref> 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.<ref>{{cite press release | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | date=January 30, 2006
 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html
 | title=Most Milky Way Stars Are Single
 | accessdate=2006-07-16 }}</ref>

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&nbsp;miliar (10<sup>11</sup>) galaksi dalam [[alam semesta teramati]].<ref>{{cite web | title=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | publisher=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | accessdate=2006-07-18 | archive-date=2015-11-09 | archive-url=https://web.archive.org/web/20151109083127/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | dead-url=yes }}</ref> Berdasarkan sebuah cacah bintang pada tahun 2010 diperkirakan terdapat 300 [[triyar]] ({{nowrap|3 × 10<sup>23</sup>}}) bintang dalam alam semesta teramati.<ref>{{cite news|first=Seth|last=Borenstein|date=December 1, 2010|title=Universe's Star Count Could Triple|work=CBS News|url=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml|accessdate=2011-07-14|archive-date=2013-10-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20131015032113/http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml|dead-url=yes}}</ref>
Walau sering dipercaya bahwa bintang hanya terdapat dalam galaksi, telah ditemukan bintang-bintang yang berada di luar galaksi ([[bintang antargalaksi]]).<ref>{{cite news|title=Hubble Finds Intergalactic Stars
|publisher=Hubble News Desk|date=January 14, 1997
|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
|accessdate=2006-11-06 }}</ref><ref name=term group=note />

Bintang terdekat dengan bumi selain matahari adalah [[Proxima Centauri]] yang berjarak sekitar 4,2 [[tahun cahaya]] atau kira-kira 39,9&nbsp;triliun kilometer. Jika jarak ini ditempuh dengan kecepatan orbit [[pesawat ulang-alik]] (8&nbsp;km/s–hampir 30.000&nbsp;km/jam), maka akan dibutuhkan waktu kira-kira 150.000 tahun untuk sampai.<ref group=note>3,99 × 10<sup>13</sup> km ÷ (3 × 10<sup>4</sup> km/jam × 24 × 365,25) = 1,5 × 10<sup>5</sup> tahun.</ref> Jarak seperti ini adalah jarak antar bintang yang umum dalam [[piringan galaksi]], termasuk di lingkungan sekitar tata surya.<ref>{{cite journal | last1=Holmberg | first1=J. | last2=Flynn | first2=C. | title=The local density of matter mapped by Hipparcos | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 |issue=2 | year=2000 | pages=209–216 | bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x|arxiv = astro-ph/9812404 }}</ref> Bintang-bintang dapat sangat berdekatan di pusat galaksi dan dalam [[gugus bola]] atau terpisah sangat jauh dalam [[sferoid galaksi|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.<ref name="DarkMatter">{{cite news|title=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic|publisher=CNN News|date=June 2, 2000|url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/|accessdate=2006-07-21|archive-date=2007-01-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/|dead-url=yes}}</ref> Tabrakan seperti ini dapat menghasilkan apa yang dikenal dengan bintang [[pengelana biru]] (''blue straggler'').<ref name=term group=note>''Blue straggler'' lebih sering diterjemahkan sebagai ''pengelana biru'' daripada ''pengembara biru'' untuk membedakannya dari ''bintang pengembara'' (''rogue star'') yang merujuk pada bintang antargalaksi</ref> Bintang-bintang abnormal ini memiliki suhu permukaan yang lebih tinggi dari bintang-bintang deret utama lainnya dalam sebuah gugus bintang dengan luminositas yang sama.<ref>{{cite journal |display-authors=1 | first1=J. C. | last1=Lombardi, Jr. | last2=Warren | first2=J. S. | last3=Rasio |first3=F. A. | last4=Sills | first4=A. | last5=Warren | first5=A. R. | title = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers | journal=The Astrophysical Journal | year=2002 | volume=568 | issue = 2 | pages=939–953 | bibcode=2002ApJ...568..939L | doi = 10.1086/339060|arxiv = astro-ph/0107388 }}</ref> Istilah pengelana merujuk pada lokasinya yang berada di luar garis evolusi normal bintang lain pada diagram Hertzsprung-Russel gugus bintangya.

== Evolusi ==
{{Artikel|Evolusi Bintang}}
Struktur, evolusi, dan nasib akhir sebuah bintang sangat dipengaruhi oleh massanya. Selain itu, komposisi kimia juga ikut mengambil peran dalam skala yang lebih kecil.

=== Terbentuknya bintang ===
{{Artikel|Pembentukan bintang}}
Bintang terbentuk di dalam [[awan molekul]]; yaitu sebuah daerah [[medium antarbintang]] yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuah ''[[vacuum chamber]]'' yang ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri dari [[hidrogen]] dengan sekitar 23–28% [[helium]] dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa [[nukleosintesis Big Bang]] pada saat awal [[alam semesta]].

[[Gravitasi]] mengambil peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam awan molekul yang dapat memiliki massa ribuan kali Matahari. Ketidakstabilan ini sering kali dipicu oleh gelombang kejut dari [[supernova]] atau tumbukan antara dua [[galaksi]]. Sekali sebuah wilayah mencapai [[kerapatan]] materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya [[instabilitas Jeans]], awan tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.

Berdasarkan syarat instabilitas Jeans, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, melainkan dalam kelompok yang berasal dari suatu keruntuhan di suatu awan molekul yang besar, kemudian terpecah menjadi konglomerasi individual. Hal ini didukung oleh pengamatan di mana banyak bintang berusia sama tergabung dalam gugus atau asosiasi bintang.

Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu dan gas yang padat yang disebut sebagai [[globula Bok]]. Globula Bok ini dapat memiliki massa hingga 50 kali Matahari. Runtuhnya globula membuat bertambahnya kerapatan. Pada proses ini energi gravitasi diubah menjadi energi panas sehingga temperatur meningkat. Ketika awan protobintang ini mencapai [[kesetimbangan hidrostatik]], sebuah [[protobintang]] akan terbentuk di intinya. [[Bintang pra deret utama]] ini sering kali dikelilingi oleh [[piringan protoplanet]]. Pengerutan atau keruntuhan awan molekul ini memakan waktu hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang mencapai kisaran 10 juta kelvin, hidrogen di inti 'terbakar' menjadi helium dalam suatu reaksi termonuklir. Reaksi nuklir di dalam inti bintang menyuplai cukup energi untuk mempertahankan tekanan di pusat sehingga proses pengerutan berhenti. Protobintang kini memulai kehidupan baru sebagai bintang [[deret utama]].

=== Deret Utama ===
{{Artikel|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 katai putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar dari [[matahari]], bintang tersebut akan membentuk [[superraksaksa merah]]. [[Superraksaksa merah]] ini kemudiannya membentuk [[Nova]] atau [[Supernova]] dan kemudiannya membentuk [[bintang neutron]] atau [[Lubang hitam]].

== Bintang variabel ==
{{Main|Bintang variabel}}
[[Berkas:Mira 1997.jpg|ka|jmpl|200px|Tampilan yang tidak simetris dari bintang [[Mira]], sebuah bintang variabel yang berosilasi. ''Citra [[Hubble Space Telescope|HST]] 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 termasuk [[Bintang variabel Chepeid|bintang variabel chepeid dan mirip chepeid]], serta bintang variabel periode panjang seperti [[Bintang variabel Mira|Mira]].<ref name="variables">{{cite web | url=http://www.aavso.org/types-variables | title=Types of Variable | date=May 11, 2010 | publisher=AAVSO | accessdate=2010-08-20 | archive-date=2018-10-17 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org/types-variables | dead-url=yes }}</ref>

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.<ref name="variables" /> 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.<ref name="iben" /> Ledakan tersebut tercipta ketika katai putih menyedot hidrogen dari bintang pasangannya, meningkatkan massanya hingga hidrogen di dalamnya mengalami fusi.<ref>{{cite web
 | date =2004-11-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html
 | title = Cataclysmic Variables
 | publisher = NASA Goddard Space Flight Center
 | accessdate = 2006-06-08 }}</ref> Beberapa nova terjadi berulang-ulang, dengan ledakan berkala yang memiliki amplitudo rendah.<ref name="variables" />

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.<ref name="variables" /> Contoh paling terkenal bintang biner gerhana adalah [[Algol]] yang biasanya berubah-ubah magnitudonya antara 2,5 sampai 3,5 dengan periode 2,87 hari.

== Struktur ==
{{Main|Struktur bintang}}
[[Berkas:Star types.svg|350px|kiri|jmpl|Struktur bagian dalam bintang [[deret utama]], zona konveksi ditunjukkan dengan lingkaran bertanda panah dan zona radiasi dengan panah merah. Sebelah kiri adalah [[katai merah]] '''bermassa rendah''', di tengah adalah [[katai kuning]] '''berukuran sedang''' dan di sebelah kanan [[klasifikasi bintang|bintang deret utama biru-putih]] '''masif'''.]]
Bagian dalam dari bintang stabil berada dalam keadaan [[kesetimbangan hidrostatis|setimbang secara hidrostatis]], di mana gaya akibat [[gradien]] tekanan dari dalam bintang yang mendorong ke luar mengimbangi gaya gravitasi yang menarik ke dalam. [[Gradien tekanan]] ini diakibatkan oleh gradien suhu [[Plasma (fisika)|plasma]] 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 10<sup>7</sup>&nbsp;°C. Suhu dan tekanan yang dialami inti pembakar hidrogen pada bintang deret utama cukup untuk memungkinkan [[fusi nuklir]] terjadi dan untuk menghasilkan energi yang cukup guna menghindari keruntuhan bintang.<ref name="hansen">{{cite book|last1=Hansen|first1=Carl J.|last2=Kawaler|first2=Steven D.|last3=Trimble|first3=Virginia|pages=[https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446/page/32 32]–33|title=Stellar Interiors|url=https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446|publisher=Springer|year=2004|isbn=0-387-20089-4 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book|title=Structure and Evolution of the Stars|url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart|last=Schwarzschild|first=Martin|publisher=Princeton University Press|year=1958|isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

Ketika mengalami fusi nuklir dalam inti bintang, inti atom memancarkan energi dalam bentuk [[sinar gama]]. [[Foton|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&nbsp;kali massa matahari, reaksi fusi terjadi pada lapisan yang perlahan mengembang di sekitar inti helium [[materi degenerat|degenerat]].<ref>{{cite web |url =http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | title = Formation of the High Mass Elements | publisher = Smoot Group | accessdate = 2006-07-11 }}</ref>

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.<ref name="Schwarzschild" />

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.<ref name="imagine">{{cite web | date =2006-09-01 | url =http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | title = What is a Star? | publisher = NASA | accessdate = 2006-07-11}}</ref> Katai merah dengan massa kurang dari 0,4 kali massa matahari hanya memiliki zona konveksi di seluruh lapisannya sehingga mencegah terbentuknya inti helium.<ref name="late stages" /> Pada sebagian besar bintang, zona konveksi juga akan berubah-ubah dari waktu ke waktu seiring dengan menuanya bintang dan berubahnya susunan inti bintang.<ref name="Schwarzschild" />
[[Berkas:Sun parts big.jpg|jmpl|360px|ka|Diagram ini menunjukkan bagian dalam [[matahari]]. ''citra NASA.'']]

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 matahari|spikula]] dan dimulainya [[semburan matahari|semburan bintang]]. Kromosfer ini dikelilingi oleh daerah transisi, di mana suhu meningkat dengan cepat dalam jarak hanya 100&nbsp;km. Di luarnya adalah [[korona]], volume plasma maha panas yang dapat menjangkau ke luar hingga beberapa juta kilometer.<ref>{{cite press release
 | publisher=ESO | date=August 1, 2001
 | title=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT
 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0127/
 | accessdate=2006-07-10 }}</ref> Keberadaan korona tampaknya bergantung pada zona konveksi pada lapisan luar bintang.<ref name="imagine" /> 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 surya]]nya meluas hingga ke seluruh wilayah [[heliosfer]] yang berbentuk gelembung.<ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Burlaga | first1=L. F. | last2=Ness | first2=N. F. | last3=Acuña | first3=M. H. | last4=Lepping | first4=R. P. |last5=Connerney | first5=J. E. P. | last6=Stone | first6=E. C. | last7=McDonald | first7=F. B.
 | title=Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields
 | journal=Science | year=2005 | volume=309
 | issue=5743 | pages=2027–2029 | doi= 10.1126/science.1117542
 | pmid=16179471 | bibcode=2005Sci...309.2027B }}</ref>

== Jalur reaksi fusi nuklir ==
{{Main|Nukleosintesis bintang}}
{{Multiple image|direction=vertical|align=right|image1=Fusion in the Sun.svg|image2=CNO Cycle.svg|width=200|caption1=Diagram rantai proton-proton|caption2=Siklus karbon-nitrogen-oksigen}}
Berbagai reaksi fusi nuklir yang berbeda berlangsung dalam inti bintang sebagai bagian dari [[nukleosintesis bintang]], dengan bergantung pada massa dan komposisinya. Massa bersih inti atom yang terfusi lebih kecil dari jumlah massa inti-inti atom pembentuknya. Massa yang hilang ini dilepaskan sebagai energi elektromagnetik, sesuai dengan hukum [[kesetaraan massa-energi]] di mana ''E''&nbsp;=&nbsp;''mc''<sup>2</sup>.<ref name="sunshine" />

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.<ref name="aps_mss">{{cite web
 | date=February 16, 2005 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
 | title=Main Sequence Stars
 | publisher=The Astrophysics Spectator
 | accessdate=2006-10-10 }}</ref>

Pada inti matahari yang bersuhu 10&nbsp;juta derajat celsius, hidrogen di-fusi hingga membentuk helium dalam [[reaksi rantai proton-proton]]:<ref name="synthesis">{{cite journal | display-authors=1 | last1=Wallerstein | first1=G. |last2=Iben Jr. | first2=I. | last3=Parker |first3=P. | last4=Boesgaard | first4=A. M. | last5=Hale | first5=G. M. | last6=Champagne | first6=A. E. | last7=Barnes | first7=C. A. | last8=KM-dppeler |first8=F. | last9=Smith | first9=V. V. | last10=Hoffman | first10=R. D. | last11=Timmes | first11=F. X. |last12=Sneden | first12=C. | last13=Boyd | first13=R. N. | last14=Meyer | first14=B. S. |last15=Lambert | first15=D. L. |title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress | journal=Reviews of Modern Physics | year=1999 | volume=69 |issue=4 | pages=995–1084 |url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf| format=PDF | accessdate=2006-08-04 |doi=10.1103/RevModPhys.69.995 | bibcode=1997RvMP...69..995W}}</ref>
:4[[Hidrogen-1|<sup>1</sup>H]] → 2[[deuterium|<sup>2</sup>H]] + 2[[positron|e<sup>+</sup>]] + 2[[neutrino|ν<sub>e</sub>]] (4.0 M[[electronvolt|eV]] + 1.0 MeV)
:2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[Helium-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[photon|γ]] (5.5 MeV)
:2<sup>3</sup>He → [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12.9 MeV)

Reaksi-reaksi ini menghasilkan reaksi keseluruhan:

:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26.7 MeV)

di mana e<sup>+</sup> adalah [[positron]], γ adalah foton sinar gama, ν<sub>e</sub> 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.

{| class="wikitable" style="float: left;"
|+ Massa minimum bintang yang dibutuhkan untuk reaksi fusi
|-
!Unsur
![[Massa matahari|Massa<br />matahari]]
|-
| Hidrogen ||style="text-align: center;"| 0,01
|-
| Helium ||style="text-align: center;"| 0,4
|-
| Karbon ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{cite journal
 | last1=Girardi | first1=L. | last2=Bressan | first2=A. | last3=Bertelli | first3=G. | last4=Chiosi | first4=C. |title=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
 | journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
 | year=2000 | volume=141
 | issue=3 | pages=371–383
 | doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv = astro-ph/9910164 |bibcode = 2000A&AS..141..371G }}</ref>
|-
| Neon ||style="text-align: center;"| 8
|}
Dalam bintang yang lebih masif, helium dihasilkan dalam siklus reaksi yang [[katalisasi|dikatalisasi]] oleh karbon yang disebut [[Siklus CNO|siklus karbon-nitrogen-oksigen]].<ref name="synthesis" />

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:<ref name="synthesis" />

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[Isotop berilium|<sup>8*</sup>Be]]
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[Karbon-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7.4 MeV

Dengan keseluruhan reaksi berupa:

:3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 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.<ref name="synthesis" />

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.<ref>{{cite journal | last1=Woosley | first1=S. E. | last2=Heger | first2=A. | last3=Weaver | first3=T. A. |title=The evolution and explosion of massive stars | journal=Reviews of Modern Physics | year=2002 | volume=74 | issue=4 |pages=1015–1071 | bibcode=2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>
{{-}}
{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
|-
!valign="bottom"| Materi<br />bahan bakar
!valign="bottom"| Suhu<br />(juta derajat celsius)
!valign="bottom"| Massa jenis<br />(kg/cm<sup>3</sup>)
!valign="bottom"| Jangka waktu pembakaran<br />(τ dalam tahun)
|- style="text-align:center;"
|| H
|| 37
|| 0,0045
|| 8,1 juta
|- style="text-align:center;"
|| He
|| 188
|| 0,97
|| 1,2 juta
|- style="text-align:center;"
|| C
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| Ne
|| 1.570
|| 3.100
|| 0,6
|- style="text-align:center;"
|| O
|| 1.980
|| 5.550
|| 1,25
|- style="text-align:center;"
|| S/Si
|| 3.340
|| 33.400
|| 0,0315<ref>11.5 days is 0.0315 years.</ref>
|}

== Bintang terdekat dari Matahari ==
;[[Alpha Centauri]]
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]]
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]]
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]]
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]]
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.

<!-- (belum diterjemahkan keterangannya, sembunyikan dahulu) {{wide image|Nearby Stars (14ly Radius).svg|600px|This map shows all of the star systems within 14 light-years of the Sun (shown as ''Sol''), except for four brown dwarfs discovered after 2009. Double and triple stars are shown "stacked", but the true location is the star closest to the central plane. Color corresponds to the table above.}} -->
{{wide image|Nearest stars red-green.png|600px|Peta 3D dari bintang-bintang terdekat menggunakan koordinat dalam daftar diatas. Bintang di depan memiliki asensiorekta 18h. Sebuah versi animasi dari gambar ini tersedia di [[:File:Nearest stars rotating red-green.gif|disini]]. {{3d glasses|color=red green}}}}

== Catatan kaki ==
<div class="references-small">
<references group=note/>
</div>

== Referensi ==
{{reflist|3|refs=
<ref name=koch95>{{cite book|last1=Koch-Westenholz|first1=Ulla|last2=Koch|first2=Ulla Susanne|date=1995|title=Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination|page=163|volume=19|series=Carsten Niebuhr Institute Publications|publisher=Museum Tusculanum Press|isbn=87-7289-287-0 }}</ref>
<ref name=space_law09>{{cite book|last1=Lyall|first1=Francis|last2=Larsen|first2=Paul B.|title=Space Law: A Treatise|url=https://archive.org/details/spacelaw00lyal|page=[https://archive.org/details/spacelaw00lyal/page/n190 176]|publisher=Ashgate Publishing, Ltd|date=2009|isbn=0-7546-4390-5|chapter=Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies }}</ref>
<ref name=astrometry05>{{cite web|title=Star naming|date=2005|publisher=Scientia Astrophysical Organization.|url=http://www.astrometry.org/starnaming.php|accessdate=2010-06-29|archive-date=2015-10-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20151018221740/http://www.astrometry.org/starnaming.php|dead-url=yes}}</ref>
<ref name=bl_disclaimer>{{cite web|title=Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises|work=British Library|publisher=The British Library Board|url=http://www.bl.uk/names.html|archiveurl=https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html|archivedate=2010-01-19|accessdate=2010-06-29|dead-url=yes}}</ref>
<ref name=andersen10>{{cite web|first=Johannes|last=Andersen|title=Buying Stars and Star Names|publisher=International Astronomical Union|url=http://www.iau.org/public/buying_star_names/|accessdate=2010-06-24 }}</ref>
<ref name=si30_5>{{cite journal|first=Phil|last=Pliat|title=Name Dropping: Want to Be a Star?|journal=Skeptical Inquirer|volume=30.5|date=September–October 2006|url=http://www.csicop.org/si/show/name_dropping_want_to_be_a_star/|accessdate=2010-06-29 }}</ref>
<ref name=sd19980401>{{cite web|last=Adams|first=Cecil|date=April 1, 1998|title=Can you pay $35 to get a star named after you?|url=http://www.straightdope.com/columns/read/826/can-you-pay-35-to-get-a-star-named-after-you|publisher=The Straight Dope|accessdate=2006-08-13 }}</ref>
<ref name=golden_faflick82>{{cite news|last1=Golden|first1=Frederick|last2=Faflick|first2=Philip|date=January 11, 1982|title=Science: Stellar Idea or Cosmic Scam?|work=Times Magazine|publisher=Time Inc.|url=http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html|accessdate=2010-06-24|archive-date=2013-08-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20130825182125/http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html|dead-url=yes}}</ref>
<ref name=di_justo20011226>{{cite news|first=Patrick|last=Di Justo|date=December 26, 2001|title=Buy a Star, But It's Not Yours|work=Wired|publisher=Condé Nast Digital|url=http://www.wired.com/techbiz/media/news/2001/12/49345|accessdate=2010-06-29 }}</ref>
<ref name=pliat02>{{cite book|first=Philip C.|last=Plait|authorlink=Philip C. Plait|date=2002|title=[[Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax"]]|pages=[https://archive.org/details/badastronomy00plai/page/n247 237]–240|publisher=John Wiley and Sons|isbn=0-471-40976-6 }}</ref>
<ref name=sclafani19980508>{{cite news|first=Tom|last=Sclafani|date=May 8, 1998|title=Consumer Affairs Commissioner Polonetsky Warns Consumers: "Buying A Star Won't Make You One"|publisher=National Astronomy and Ionosphere Center, Aricebo Observatory|url=http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html|accessdate=2010-06-24 }}</ref>
<ref name="new cosmos">{{cite book
|last1=Unsöld|first1=Albrecht|title=The New Cosmos
|publisher=Springer|location=New York
|date=2001|edition=5th|pages=180–185, 215–216
|isbn=3-540-67877-8 }}</ref>
<ref name="late stages">{{cite web
|last = Richmond|first = Michael
|url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
|title = Late stages of evolution for low-mass stars
|publisher = Rochester Institute of Technology
|accessdate = 2006-08-04 }}</ref>
<ref name="sunshine">{{cite web
|last = Bahcall|first = John N.
|date = June 29, 2000
|url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
|title = How the Sun Shines|publisher = Nobel Foundation
|accessdate = 2006-08-30 }}</ref>
<ref name="iben">{{cite journal
|last = Iben|first = Icko, Jr.
|title=Single and binary star evolution
|journal=Astrophysical Journal Supplement Series
|date=1991|volume=76|pages=55–114
|bibcode=1991ApJS...76...55I
|doi=10.1086/191565 }}</ref>
}}

== Daftar pustaka ==

* {{cite book|first = Cliff|last = Pickover|authorlink = Cliff Pickover|year =2001|title=The Stars of Heaven|url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick|publisher=Oxford University Press|id=ISBN 0-19-514874-6}}
* {{cite book|first = John|last = Gribbin|authorlink = John Gribbin|coauthors=Mary Gribbin|year=2001|title=Stardust: Supernovae and Life — The Cosmic Connection|url = https://archive.org/details/stardustsupernov0000john|publisher=Yale University Press|id=ISBN 0-300-09097-8}}
* {{cite book|first = Stephen|last = Hawking|title=A Brief History of Time|url = https://archive.org/details/briefhistoryofti0000hawk|authorlink = Stephen Hawking|year=1988|publisher=Bantam Books|id=ISBN 0-553-17521-1}}

== Pranala luar ==
* [http://science.howstuffworks.com/star1.htm How Stars Work] at [[HowStuffWorks]]
* [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Query star by identifier, coordinates or reference code]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg
* [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html Star, World Book @ NASA] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050508094147/http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html |date=2005-05-08 }}
* [http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html Portraits of Stars and their Constellations] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20081217010053/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html |date=2008-12-17 }}. University of Illinois
* [http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp How To Decipher Classification Codes]. Astronomical Society of South Australia

{{tata surya}}
{{Authority control}}

[[Kategori:Bintang| ]]
[[Kategori:Astronomi]]