Bintang adalah sebuah sferoid bercahaya yang terbuat dari plasma dan disatukan oleh gravitasi mandiri. Bintang terdekat dengan Bumi adalah Matahari. Banyak bintang lain yang dapat terlihat oleh mata telanjang di malam hari; jaraknya yang sangat jauh dari Bumi membuatnya tampak sebagai titik-titik cahaya yang tetap. Bintang-bintang yang paling menonjol telah dikelompokkan ke dalam berbagai rasi bintang dan asterisme, dan banyak bintang paling terang memiliki nama diri. Para astronom telah menyusun katalog bintang yang mengidentifikasi bintang-bintang yang diketahui dan memberikan penamaan bintang yang terstandardisasi. Alam semesta teramati diperkirakan memiliki sekitar 1022 hingga 1024 bintang. Hanya sekitar 4.000 dari bintang-bintang ini yang terlihat oleh mata telanjang—semuanya berada di dalam galaksi Bima Sakti.
Sumber: Lihat artikel asli di Wikipedia
Bintang adalah sebuah sferoid bercahaya yang terbuat dari plasma dan disatukan oleh gravitasi mandiri.[1] Bintang terdekat dengan Bumi adalah Matahari. Banyak bintang lain yang dapat terlihat oleh mata telanjang di malam hari; jaraknya yang sangat jauh dari Bumi membuatnya tampak sebagai titik-titik cahaya yang tetap. Bintang-bintang yang paling menonjol telah dikelompokkan ke dalam berbagai rasi bintang dan asterisme, dan banyak bintang paling terang memiliki nama diri. Para astronom telah menyusun katalog bintang yang mengidentifikasi bintang-bintang yang diketahui dan memberikan penamaan bintang yang terstandardisasi. Alam semesta teramati diperkirakan memiliki sekitar 1022 hingga 1024 bintang. Hanya sekitar 4.000 dari bintang-bintang ini yang terlihat oleh mata telanjang—semuanya berada di dalam galaksi Bima Sakti.[2]
Siklus hidup sebuah bintang dimulai dengan keruntuhan gravitasi dari sebuah nebula gas yang materinya sebagian besar terdiri atas hidrogen, helium, dan sedikit unsur-unsur yang lebih berat. Massa totalnya sangat menentukan evolusi dan nasib akhir bintang tersebut. Sebuah bintang bersinar di sebagian besar masa aktifnya berkat fusi termonuklir hidrogen menjadi helium di intinya. Proses ini melepaskan energi yang melintasi bagian dalam bintang dan memancar ke luar angkasa. Pada akhir masa hidup sebuah bintang, fusi berhenti dan intinya menjadi sebuah sisa bintang: katai putih, bintang neutron, atau—jika massanya cukup besar—sebuah lubang hitam.
Nukleosintesis bintang pada bintang ataupun sisanya menciptakan hampir semua unsur kimia alami yang lebih berat daripada litium. Kehilangan massa bintang atau ledakan supernova mengembalikan materi yang telah diperkaya secara kimiawi ini ke medium antarbintang. Unsur-unsur ini kemudian didaur ulang menjadi bintang-bintang baru. Para astronom dapat menentukan sifat-sifat bintang—termasuk massa, usia, metalisitas (komposisi kimia), variabilitas, jarak, dan pergerakannya melintasi ruang angkasa—dengan mengamati kecerahan semu, spektrum, dan perubahan posisinya di langit seiring berjalannya waktu.
Bintang dapat membentuk sistem orbital bersama objek-objek astronomi lainnya, seperti pada sistem keplanetan maupun sistem bintang dengan dua bintang atau lebih. Ketika dua bintang semacam itu mengorbit dalam jarak dekat, interaksi gravitasi keduanya dapat memengaruhi evolusinya secara signifikan. Bintang sering kali membentuk bagian dari struktur terikat gravitasi yang jauh lebih besar, seperti gugus bintang dan galaksi.
Kata bintang dalam bahasa Indonesia diturunkan dari bahasa Proto-Melayik *bintaŋ, yang berakar dari bahasa Proto-Melayu-Polinesia *bituqən, dan bersumber dari bahasa Proto-Austronesia *bituqən.[3]
Sementara itu, kata bahasa Inggris star pada dasarnya diturunkan dari akar kata bahasa Proto-Indo-Eropa *h₂stḗrcode: ine is deprecated , yang juga bermakna 'bintang' – yang selanjutnya dapat diuraikan menjadi *h₂eh₁s-code: ine is deprecated 'membakar' (juga menjadi asal-usul kata bahasa Inggris ash atau abu) ditambah *-tērcode: ine is deprecated (akhiran bermakna pelaku). Kata kerabatnya di dalam bahasa-bahasa lain di antaranya adalah bahasa Latin stellacode: la is deprecated , bahasa Yunani aster, dan bahasa Jerman Sterncode: de is deprecated ;[4] kata kerabat lainnya di dalam bahasa Inggris meliputi asterisk, asteroid, astral, konstelasi, dan Ester.[5]
Secara historis, bintang-bintang memiliki peran penting bagi peradaban di seluruh dunia. Bintang telah menjadi bagian dari praktik keagamaan, ritual ramalan, mitologi, serta digunakan untuk navigasi benda langit dan orientasi, untuk menandai pergantian musim, dan untuk menentukan penanggalan.
Para astronom awal menyadari adanya perbedaan antara "bintang tetap", yang posisinya di bola langit tidak berubah, dan "bintang pengembara" (planet), yang bergerak secara nyata relatif terhadap bintang tetap selama beberapa hari atau minggu.[7] Banyak astronom kuno meyakini bahwa bintang-bintang tertanam secara permanen pada sebuah bola langit dan bahwa mereka tidak dapat berubah. Berdasarkan kesepakatan, para astronom mengelompokkan bintang-bintang yang menonjol ke dalam asterisme dan rasi bintang serta menggunakannya untuk melacak pergerakan planet dan posisi lintasan Matahari.[8] Pergerakan Matahari terhadap bintang-bintang latar belakang (dan ufuk) digunakan untuk membuat penanggalan surya, yang dapat digunakan untuk mengatur praktik pertanian.[9] Kalender Gregorius, yang saat ini digunakan di hampir seluruh bagian dunia, adalah sebuah kalender surya yang didasarkan pada sudut sumbu rotasi Bumi relatif terhadap bintang terdekatnya, yakni Matahari.
Peta bintang bertanggal akurat tertua adalah hasil dari astronomi Mesir kuno pada tahun 1534 SM.[10] Katalog bintang tertua yang diketahui disusun oleh para astronom kuno Babilonia di Mesopotamia pada akhir milenium ke-2 SM, selama Periode Kassita (ca 1531 SM–ca 1155 SM).[11]
Katalog bintang pertama dalam astronomi Yunani Kuno dibuat oleh Aristillus pada sekitar tahun 300 SM, dengan bantuan Timocharis.[12] Katalog bintang buatan Hipparchus (abad ke-2 SM) mencakup 1.020 bintang, dan digunakan untuk menyusun katalog bintang milik Ptolemeus.[13] Hipparchus dikenal atas penemuan nova (bintang baru) pertama yang tercatat dalam sejarah.[14] Banyak rasi bintang dan nama bintang yang digunakan saat ini berasal dari astronomi Yunani.
Terlepas dari langit yang tampak tidak berubah, para astronom Tiongkok menyadari bahwa bintang baru dapat saja muncul.[15] Pada tahun 185 M, mereka menjadi yang pertama kali mengamati dan menulis tentang sebuah supernova, yang kini dikenal sebagai SN 185.[16] Peristiwa bintang paling terang dalam sejarah yang tercatat adalah supernova SN 1006, yang diamati pada tahun 1006 dan ditulis oleh astronom Mesir Ali bin Ridwan serta sejumlah astronom Tiongkok.[17] Supernova SN 1054, yang melahirkan Nebula Kepiting, juga diamati oleh para astronom Tiongkok dan Islam.[18][19][20]
Para astronom Islam abad pertengahan memberikan nama-nama Arab ke banyak bintang yang masih digunakan hingga saat ini dan mereka menemukan berbagai instrumen astronomi yang dapat menghitung posisi bintang-bintang tersebut. Mereka membangun institut penelitian observatorium besar untuk pertama kalinya, terutama untuk menghasilkan katalog bintang Zij.[21] Di antara karya-karya ini, Kitab Bintang-Bintang Tetap (964) ditulis oleh astronom Persia Abdurrahman As-Sufi, yang mengamati sejumlah bintang, gugus bintang (termasuk Omicron Velorum dan Gugus Brocchi), serta galaksi (termasuk Galaksi Andromeda).[22] Menurut A. Zahoor, pada abad ke-11, cendekiawan polimatik Persia Abu Rayhan Al-Biruni menggambarkan galaksi Bima Sakti sebagai sekumpulan fragmen yang memiliki sifat-sifat bintang nebulous, dan memberikan garis lintang dari berbagai bintang selama terjadinya gerhana bulan pada tahun 1019.[23]
Menurut Josep Puig, astronom Andalusia Ibnu Bajjah mengusulkan bahwa Bima Sakti terdiri dari banyak bintang yang hampir saling bersentuhan dan tampak sebagai citra yang berkesinambungan akibat efek pembiasan dari material sublunar, dengan mengutip pengamatannya terhadap konjungsi Jupiter dan Mars pada tahun 500 H (1106/1107 M) sebagai bukti.[24] Para astronom Eropa awal seperti Tycho Brahe mengidentifikasi bintang-bintang baru di langit malam (yang kemudian disebut novae), menunjukkan bahwa langit bukannya tidak dapat berubah. Pada tahun 1584, Giordano Bruno mengusulkan bahwa bintang-bintang itu seperti Matahari, dan mungkin memiliki planet lain, bahkan mungkin menyerupai Bumi, yang mengorbit di sekitarnya,[25] sebuah gagasan yang sebelumnya telah diusulkan oleh para filsuf Yunani Kuno, Demokritos dan Epikuros,[26] serta oleh para kosmolog Islam abad pertengahan[27] seperti Fakhruddin Ar-Razi.[28] Pada abad berikutnya, gagasan bahwa bintang adalah benda yang sama dengan Matahari mulai mencapai konsensus di kalangan astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi bersih pada Tata Surya, Isaac Newton berpendapat bahwa bintang-bintang tersebar secara merata di segala arah, sebuah gagasan yang didorong oleh teolog Richard Bentley.[29]
Astronom Italia Geminiano Montanari mencatat pengamatan terhadap variasi luminositas bintang Algol pada tahun 1667. Edmond Halley menerbitkan pengukuran pertama mengenai gerak diri dari sepasang bintang "tetap" yang berdekatan, yang menunjukkan bahwa mereka telah berpindah posisi sejak zaman astronom Yunani Kuno Ptolemeus dan Hipparchus.[25]
William Herschel adalah astronom pertama yang berupaya menentukan distribusi bintang-bintang di langit. Selama dekade 1780-an, ia menetapkan serangkaian alat pengukur di 600 arah dan menghitung bintang-bintang yang diamati di sepanjang setiap garis pandang. Dari hal ini, ia menyimpulkan bahwa jumlah bintang terus meningkat ke arah salah satu sisi langit, tepatnya ke arah inti Bima Sakti (Pusat Galaksi). Putranya, John Herschel, mengulangi penelitian ini di belahan bumi selatan dan menemukan peningkatan serupa ke arah yang sama.[30] Selain pencapaiannya yang lain, William Herschel juga dikenal atas penemuannya bahwa beberapa bintang tidak sekadar berada pada garis pandang yang sama, melainkan merupakan pendamping fisik yang membentuk sistem bintang biner.[31]
Ilmu spektroskopi bintang dipelopori oleh Joseph von Fraunhofer dan Angelo Secchi. Dengan membandingkan spektrum bintang seperti Sirius dengan spektrum Matahari, mereka menemukan perbedaan dalam hal kekuatan dan jumlah garis absorpsinya—garis-garis gelap dalam spektrum bintang yang disebabkan oleh penyerapan frekuensi spesifik oleh atmosfer. Pada tahun 1865, Secchi mulai mengklasifikasikan bintang ke dalam berbagai tipe spektrum.[32] Skema klasifikasi bintang versi modern dikembangkan oleh Annie J. Cannon pada awal tahun 1900-an.[33]
Pengukuran jarak secara langsung untuk pertama kalinya terhadap sebuah bintang (61 Cygni sejauh 11,4 tahun cahaya) dilakukan pada tahun 1838 oleh Friedrich Bessel menggunakan teknik paralaks. Pengukuran paralaks menunjukkan jarak pemisahan yang sangat luas di antara bintang-bintang di langit.[25] Pengamatan terhadap bintang ganda menjadi semakin penting selama abad ke-19. Pada tahun 1834, Friedrich Bessel mengamati perubahan pada gerak diri bintang Sirius dan menyimpulkan adanya bintang pendamping yang tersembunyi. Edward Pickering menemukan biner spektroskopi pertama pada tahun 1899 ketika ia mengamati pemisahan periodik dari garis spektrum bintang Mizar dalam periode 104 hari. Pengamatan mendetail dari banyak sistem bintang biner dikumpulkan oleh para astronom seperti Friedrich Georg Wilhelm von Struve dan S. W. Burnham, yang memungkinkan massa bintang dapat ditentukan dari perhitungan elemen orbit. Solusi pertama bagi masalah dalam menurunkan orbit bintang biner dari pengamatan teleskop dibuat oleh Felix Savary pada tahun 1827.[34]
Abad kedua puluh menyaksikan kemajuan yang semakin pesat dalam kajian ilmiah mengenai bintang. Fotografi menjadi alat bantu astronomi yang sangat berharga. Karl Schwarzschild menemukan bahwa warna sebuah bintang dan, karenanya, suhu bintang tersebut, dapat ditentukan dengan membandingkan magnitudo visual dengan magnitudo fotografis. Perkembangan fotometer fotolistrik memungkinkan dilakukannya pengukuran magnitudo secara akurat pada beberapa interval panjang gelombang. Pada tahun 1921, Albert A. Michelson melakukan pengukuran diameter bintang untuk pertama kalinya menggunakan interferometer pada teleskop Hooker di Observatorium Mount Wilson.[35]
Pekerjaan teoretis yang penting mengenai struktur fisik bintang terjadi selama dekade-dekade pertama abad kedua puluh. Pada tahun 1913, diagram Hertzsprung–Russell dikembangkan, yang mendorong kajian astrofisika tentang bintang. Model-model yang sukses dikembangkan untuk menjelaskan bagian dalam bintang maupun evolusi bintang. Cecilia Payne-Gaposchkin adalah orang pertama yang mengusulkan bahwa bintang-bintang utamanya terbuat dari hidrogen dan helium dalam tesis PhD-nya pada tahun 1925.[36] Spektrum bintang semakin dipahami lebih jauh melalui berbagai kemajuan dalam fisika kuantum. Hal ini memungkinkan komposisi kimiawi dari atmosfer bintang dapat ditentukan.[37]
Terkecuali kejadian-kejadian langka seperti supernova maupun supernova palsu, bintang-bintang tunggal utamanya telah diamati di Grup Lokal,[38] dan khususnya di bagian Bima Sakti yang tampak (sebagaimana ditunjukkan oleh katalog bintang terperinci yang tersedia untuk galaksi Bima Sakti) beserta satelit-satelitnya.[39] Bintang-bintang tunggal seperti variabel Cepheid telah diamati di galaksi M87[40] dan M100 dari Gugus Virgo,[41] serta bintang-bintang bercahaya di beberapa galaksi lain yang jaraknya relatif berdekatan.[42] Dengan bantuan pelensaan gravitasi, sebuah bintang tunggal (yang diberi nama Icarus) telah diamati pada jarak sejauh 9 miliar tahun cahaya.[43][44]
Konsep rasi bintang diketahui telah ada semenjak zaman Babilonia. Para pengamat langit zaman kuno membayangkan bahwa susunan bintang yang mencolok membentuk pola-pola tertentu, dan mereka mengaitkannya dengan aspek-aspek alam atau mitos mereka. Dua belas dari formasi ini terletak di sepanjang sabuk ekliptika dan formasi-formasi ini menjadi dasar bagi astrologi.[45] Banyak bintang tunggal yang lebih menonjol diberi nama, terutama dengan penamaan dari bahasa Arab atau Latin.
Selain rasi bintang tertentu dan Matahari itu sendiri, masing-masing bintang tunggal juga memiliki mitosnya tersendiri.[46] Bagi penganut agama Yunani Kuno, beberapa "bintang", yang dikenal sebagai planet (dari bahasa Yunani πλανήτης (planētēs), yang berarti "pengembara"), mewakili berbagai dewa penting, yang menjadi asal pengambilan nama-nama planet Merkurius, Venus, Mars, Jupiter, dan Saturnus.[46] (Uranus dan Neptunus adalah dewa-dewa dalam Yunani dan Romawi, tetapi kedua planet ini belum dikenal pada Zaman Kuno karena kecerahannya yang rendah. Nama-nama mereka diberikan oleh para astronom di kemudian hari.)
Sekitar tahun 1600, nama-nama rasi bintang digunakan untuk menamai bintang-bintang di wilayah langit yang bersesuaian. Astronom Jerman Johann Bayer membuat serangkaian peta bintang dan menerapkan huruf-huruf Yunani sebagai penamaan untuk bintang-bintang di setiap rasi bintang. Kemudian, sebuah sistem penomoran yang didasarkan pada asensio rekta bintang ditemukan dan ditambahkan ke dalam katalog bintang John Flamsteed dalam bukunya "Historia coelestis Britannica" (edisi 1712), yang mana sistem penomoran ini kemudian dikenal sebagai penamaan Flamsteed atau penomoran Flamsteed.[47][48]
Otoritas yang diakui secara internasional dalam penamaan benda-benda langit adalah Persatuan Astronomi Internasional (IAU).[49] Persatuan Astronomi Internasional mengelola Kelompok Kerja untuk Nama Bintang (WGSN)[50] yang menyusun katalog dan menstandardisasi nama diri bagi bintang-bintang.[51] Sejumlah perusahaan swasta menjual nama-nama bintang yang tidak diakui oleh IAU, astronom profesional, maupun komunitas astronomi amatir.[52] British Library menyebut hal ini sebagai sebuah perusahaan komersial yang tidak diatur,[53][54] dan Departemen Perlindungan Konsumen dan Pekerja Kota New York mengeluarkan peringatan pelanggaran terhadap salah satu perusahaan penamaan bintang semacam itu karena terlibat dalam praktik perdagangan yang menipu.[55][56]
Meskipun parameter-parameter bintang dapat dinyatakan dalam satuan SI maupun satuan Gauss, sering kali lebih nyaman untuk menyatakan massa, luminositas, dan jari-jari dalam satuan surya, yang didasarkan pada karakteristik Matahari. Pada tahun 2015, IAU menetapkan serangkaian nilai surya nominal (yang didefinisikan sebagai konstanta SI, tanpa ketidakpastian) yang dapat digunakan untuk mengutip parameter-parameter bintang:
| luminositas surya nominal | L☉ = 3,828×1026 W[57] |
| jari-jari surya nominal | R☉ = 6,957×108 m[57] |
Massa surya M☉ tidak didefinisikan secara eksplisit oleh IAU dikarenakan besarnya ketidakpastian relatif (10−4) dari konstanta gravitasi Newton G. Mengingat hasil kali antara konstanta gravitasi Newton dan massa surya (GM☉) telah ditentukan dengan presisi yang jauh lebih tinggi, IAU mendefinisikan parameter massa surya nominal menjadi:
| parameter massa surya nominal: | GM☉ = 1,3271244×1020 m3/s2[57] |
Parameter massa surya nominal ini dapat digabungkan dengan estimasi terbaru CODATA (2014) untuk konstanta gravitasi Newton G demi memperoleh massa surya yang kira-kira sebesar 1,9885×1030 kg. Meskipun nilai eksak untuk luminositas, jari-jari, parameter massa, dan massanya mungkin dapat sedikit bervariasi di masa depan akibat ketidakpastian pengamatan, konstanta nominal IAU tahun 2015 akan tetap memiliki nilai SI yang sama mengingat konstanta tersebut masih menjadi ukuran yang berguna dalam mengutip parameter-parameter bintang.
Jarak yang jauh, seperti jari-jari dari sebuah bintang raksasa ataupun sumbu semimayor dari suatu sistem bintang biner, sering kali dinyatakan dalam ukuran satuan astronomi—yang kira-kira setara dengan jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari (150 juta km atau sekitar 93 juta mil). Pada tahun 2012, IAU menetapkan konstanta astronomi sebagai jarak yang eksak dalam satuan meter: 149.597.870.700 m.[57]
Bintang-bintang memadat dari wilayah-wilayah luar angkasa yang memiliki kepadatan materi lebih tinggi, meskipun wilayah-wilayah tersebut nyatanya masih kurang padat dibandingkan dengan kondisi di dalam sebuah ruang hampa. Wilayah-wilayah ini—yang dikenal sebagai awan molekuler—sebagian besar terdiri atas hidrogen, dengan sekitar 23 hingga 28 persen helium dan beberapa persen unsur yang lebih berat. Salah satu contoh wilayah pembentukan bintang semacam ini adalah Nebula Orion.[58] Sebagian besar bintang terbentuk dalam kelompok yang terdiri atas puluhan hingga ratusan ribu bintang.[59] Bintang-bintang bermassa besar di dalam kelompok ini dapat menyinari awan tersebut dengan sangat kuat, mengionisasi hidrogennya, dan menciptakan kawasan H II. Efek umpan balik semacam itu, yang berasal dari pembentukan bintang, pada akhirnya dapat mengganggu awan tersebut dan mencegah pembentukan bintang lebih lanjut.[60] Semua bintang menghabiskan sebagian besar masa hidupnya sebagai bintang deret utama, yang utamanya ditenagai oleh fusi nuklir hidrogen menjadi helium di dalam intinya. Akan tetapi, bintang-bintang dengan massa yang berbeda memiliki sifat yang sangat berbeda pada berbagai tahap perkembangannya. Nasib akhir dari bintang yang lebih masif berbeda dengan bintang yang kurang masif, begitu pula dengan luminositas serta dampak yang ditimbulkannya terhadap lingkungan sekitarnya. Maka dari itu, para astronom sering kali mengelompokkan bintang berdasarkan massanya:[61]
Pembentukan sebuah bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam sebuah awan molekuler, yang disebabkan oleh wilayah-wilayah dengan kepadatan yang lebih tinggi—yang sering kali dipicu oleh kompresi awan akibat radiasi dari bintang bermassa besar, gelembung yang mengembang di medium antarbintang, tabrakan awan molekuler yang berbeda, atau tabrakan galaksi (seperti pada galaksi semburan bintang).[67][68] Ketika suatu wilayah mencapai kepadatan materi yang cukup untuk memenuhi kriteria ketidakstabilan Jeans, wilayah tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.[69]
Seiring dengan runtuhnya awan tersebut, konglomerasi individu dari debu dan gas yang padat membentuk "globula Bok". Ketika sebuah globula runtuh dan kepadatannya meningkat, energi gravitasi berubah menjadi panas dan suhunya pun meningkat. Ketika awan protobintang telah kurang lebih mencapai kondisi kesetimbangan hidrostatik yang stabil, sebuah protobintang terbentuk di intinya.[70] Bintang pra-deret utama semacam ini sering kali dikelilingi oleh sebuah cakram protoplanet dan ditenagai utamanya oleh konversi energi gravitasi. Periode kontraksi gravitasi ini berlangsung selama sekitar 10 juta tahun bagi sebuah bintang seperti Matahari, hingga 100 juta tahun bagi sebuah katai merah.[71]
Bintang-bintang awal yang bermassa kurang dari 2 M☉ disebut bintang T Tauri, sementara yang massanya lebih besar merupakan bintang Herbig Ae/Be. Bintang-bintang yang baru terbentuk ini memancarkan semburan gas di sepanjang sumbu rotasinya, yang dapat mengurangi momentum sudut dari bintang yang runtuh tersebut dan menghasilkan bercak-bercak kecil nebulositas yang dikenal sebagai objek Herbig–Haro.[72][73] Semburan ini, dikombinasikan dengan radiasi dari bintang masif di sekitarnya, dapat membantu menyingkirkan awan di sekitarnya yang menjadi asal pembentukan bintang tersebut.[74]
Di awal perkembangannya, bintang T Tauri mengikuti jalur Hayashi—mereka berkontraksi dan mengalami penurunan luminositas sambil tetap berada pada suhu yang kurang lebih sama. Bintang T Tauri yang kurang masif mengikuti jalur ini hingga menuju ke deret utama, sementara bintang yang lebih masif berbelok ke jalur Henyey.[75]
Sebagian besar bintang teramati sebagai anggota dari sistem bintang biner, dan sifat-sifat biner tersebut merupakan hasil dari kondisi di mana mereka terbentuk.[76] Sebuah awan gas harus kehilangan momentum sudutnya agar dapat runtuh dan membentuk bintang. Fragmentasi awan menjadi beberapa bintang mendistribusikan sebagian dari momentum sudut tersebut. Biner primordial mentransfer sebagian momentum sudutnya melalui interaksi gravitasi selama berpapasan jarak dekat dengan bintang-bintang lain di dalam gugus bintang muda. Berbagai interaksi ini cenderung memisahkan biner-biner (lunak) yang berjarak lebih jauh sekaligus menyebabkan biner-biner keras terikat menjadi lebih erat. Hal ini menghasilkan pemisahan biner ke dalam dua distribusi populasi yang dapat diamati.[77]
Bintang menghabiskan sekitar 90% dari masa hidupnya memfusikan hidrogen menjadi helium di dalam reaksi bertekanan dan bersuhu tinggi di intinya. Bintang semacam ini dikatakan berada di deret utama dan disebut sebagai bintang katai. Dimulai pada deret utama usia nol, proporsi helium di inti sebuah bintang akan terus meningkat secara perlahan, laju fusi nuklir di inti akan perlahan meningkat, begitu pula dengan suhu dan luminositas bintang tersebut.[78] Matahari, sebagai contoh, diperkirakan telah mengalami peningkatan luminositas sebesar kurang lebih 40% sejak mencapai deret utama 4,6 miliar (4,6×109) tahun yang lalu.[79]
Setiap bintang menghasilkan angin bintang berupa partikel-partikel yang menyebabkan aliran keluar gas secara terus-menerus ke luar angkasa. Bagi sebagian besar bintang, massa yang hilang dapat diabaikan. Matahari kehilangan 10−14 M☉ setiap tahunnya,[80] atau sekitar 0,01% dari total massanya di sepanjang masa hidupnya. Akan tetapi, bintang yang sangat masif dapat kehilangan 10−7 hingga 10−5 M☉ setiap tahun, yang secara signifikan memengaruhi evolusinya.[81] Bintang yang bermula dengan lebih dari 50 M☉ dapat kehilangan lebih dari separuh total massanya saat berada di deret utama.[82]
Waktu yang dihabiskan oleh sebuah bintang di deret utama utamanya bergantung pada jumlah bahan bakar yang dimilikinya serta laju pembakaran bahan bakar tersebut. Matahari diperkirakan dapat hidup selama 10 miliar (1010) tahun. Bintang masif mengonsumsi bahan bakarnya dengan sangat cepat dan berusia pendek. Bintang bermassa rendah mengonsumsi bahan bakarnya dengan sangat lambat. Bintang yang kurang masif dari 0.25 M☉, yang disebut katai merah, mampu memfusikan hampir seluruh massanya sementara bintang dengan ukuran sekitar 1 M☉ hanya mampu memfusikan sekitar 10% massanya. Kombinasi antara konsumsi bahan bakar yang lambat dan pasokan bahan bakar yang relatif besar dan dapat digunakan memungkinkan bintang bermassa rendah bertahan selama sekitar satu triliun (10×1012) tahun; bintang yang paling ekstrem berukuran 0.08 M☉ akan bertahan selama kurang lebih 12 triliun tahun. Katai merah menjadi semakin panas dan semakin terang seiring dengan terakumulasinya helium. Ketika mereka pada akhirnya kehabisan hidrogen, mereka mengerut menjadi sebuah katai putih dan suhunya pun menurun.[62] Mengingat masa hidup bintang semacam itu lebih besar daripada usia alam semesta saat ini (13,8 miliar tahun), tidak ada bintang di bawah sekitar 0.85 M☉[83] yang diperkirakan telah beranjak dari deret utama.
Selain massa, unsur-unsur yang lebih berat daripada helium dapat memainkan peran yang signifikan di dalam evolusi bintang. Para astronom melabeli semua unsur yang lebih berat daripada helium sebagai "logam", dan menyebut konsentrasi kimiawi dari unsur-unsur ini di dalam sebuah bintang sebagai metalisitas bintang tersebut. Metalisitas sebuah bintang dapat memengaruhi waktu yang dibutuhkan oleh bintang tersebut untuk membakar bahan bakarnya, dan mengontrol pembentukan medan magnetnya,[84] yang memengaruhi kekuatan angin bintangnya.[85] Bintang-bintang populasi II yang lebih tua memiliki metalisitas yang secara substansial lebih rendah dibandingkan dengan bintang populasi I yang lebih muda dikarenakan komposisi awan molekuler tempat mereka terbentuk. Seiring berjalannya waktu, awan semacam itu menjadi semakin diperkaya dengan unsur-unsur yang lebih berat ketika bintang-bintang yang lebih tua mati dan melepaskan sebagian atmosfernya.[86]
Ketika bintang-bintang bermassa setidaknya 0.4 M☉[87] kehabisan pasokan hidrogen di intinya, mereka mulai memfusikan hidrogen di cangkang yang mengelilingi inti helium. Lapisan luar bintang tersebut mengembang dan sangat mendingin seiring dengan transisinya menjadi sebuah raksasa merah. Dalam beberapa kasus, mereka akan memfusikan unsur yang lebih berat di inti atau di cangkang di sekitar inti. Seiring dengan mengembangnya bintang, mereka melemparkan sebagian massanya, yang telah diperkaya dengan unsur-unsur yang lebih berat tersebut, ke lingkungan antarbintang, untuk nantinya didaur ulang sebagai bintang-bintang baru.[88] Dalam sekitar 5 miliar tahun, ketika Matahari memasuki fase pembakaran helium, ia akan mengembang hingga mencapai jari-jari maksimum kurang lebih 1 satuan astronomi (150 juta kilometer), 250 kali lipat ukuran saat ini, dan kehilangan 30% dari massanya saat ini.[79][89]
Seiring dengan cangkang pembakaran hidrogen yang menghasilkan semakin banyak helium, massa dan suhu inti tersebut mengalami peningkatan. Pada raksasa merah hingga seberat 2.25 M☉, massa inti heliumnya menjadi terdegenerasi sebelum terjadinya fusi helium. Pada akhirnya, ketika suhunya cukup meningkat, fusi helium di inti dimulai secara eksplosif dalam peristiwa yang disebut kilatan helium, dan jari-jari bintang dengan cepat menyusut, suhu permukaannya meningkat, dan berpindah ke cabang horizontal pada diagram HR. Untuk bintang-bintang yang lebih masif, fusi inti helium dimulai sebelum intinya terdegenerasi, dan bintang tersebut menghabiskan beberapa waktu di gumpalan merah, membakar helium secara perlahan, sebelum selubung konvektif luarnya runtuh dan bintang tersebut kemudian berpindah ke cabang horizontal.[90]
Setelah sebuah bintang memfusikan helium di intinya, ia mulai memfusikan helium di sepanjang cangkang yang mengelilingi inti karbon yang panas. Bintang tersebut kemudian mengikuti jalur evolusi yang disebut cabang raksasa asimtotik (AGB) yang sejajar dengan fase raksasa merah yang dijelaskan sebelumnya, tetapi dengan luminositas yang lebih tinggi. Bintang AGB yang lebih masif dapat mengalami periode singkat berupa fusi karbon sebelum intinya terdegenerasi. Selama fase AGB, bintang mengalami serangkaian denyut termal akibat ketidakstabilan di dalam inti bintang. Dalam denyut-denyut termal ini, luminositas bintang bervariasi dan materi dilontarkan dari atmosfer bintang, yang pada akhirnya membentuk sebuah nebula planeter. Sebanyak 50 hingga 70% dari massa bintang dapat dilontarkan dalam proses kehilangan massa ini. Oleh karena transportasi energi di dalam bintang AGB terjadi utamanya melalui konveksi, materi yang dilontarkan ini diperkaya dengan produk-produk fusi yang dikeruk dari inti. Oleh karena itu, nebula planeter tersebut diperkaya dengan unsur-unsur seperti karbon dan oksigen. Pada akhirnya, nebula planeter ini terpencar, memperkaya medium antarbintang secara keseluruhan.[91] Dengan demikian, bintang-bintang generasi masa depan tercipta dari "materi bintang" dari bintang-bintang di masa lalu.[92]
Selama fase pembakaran heliumnya, sebuah bintang dengan massa lebih dari 9 massa surya mengembang untuk pertama-tama membentuk maharaksasa biru dan kemudian maharaksasa merah. Bintang-bintang yang bermassa sangat besar (melebihi 40 massa surya, seperti Alnilam, maharaksasa biru pusat di Sabuk Orion)[93] tidak menjadi maharaksasa merah akibat tingginya kehilangan massa.[94] Mereka mungkin justru berevolusi menjadi bintang Wolf–Rayet, yang dicirikan oleh spektrum yang didominasi oleh garis emisi dari unsur-unsur yang lebih berat daripada hidrogen, yang telah mencapai permukaan akibat konveksi yang kuat dan kehilangan massa yang intens, atau dari terlucutinya lapisan-lapisan luar.[95]
Ketika helium habis di inti dari sebuah bintang masif, inti tersebut mengerut serta suhu dan tekanannya meningkat cukup tinggi untuk memfusikan karbon (lihat Proses pembakaran karbon). Proses ini terus berlanjut, dengan tahap-tahap berturut-turut ditenagai oleh neon (lihat proses pembakaran neon), oksigen (lihat proses pembakaran oksigen), dan silikon (lihat proses pembakaran silikon). Menjelang akhir kehidupan bintang tersebut, fusi terus berlangsung di sepanjang serangkaian cangkang berlapis mirip bawang di dalam bintang yang masif. Masing-masing cangkang memfusikan unsur yang berbeda-beda, dengan cangkang paling luar memfusikan hidrogen; cangkang berikutnya memfusikan helium, dan seterusnya.[96]
Tahap akhir terjadi ketika sebuah bintang masif mulai memproduksi besi. Oleh karena inti besi terikat lebih kuat daripada inti mana pun yang lebih berat, fusi apa pun melampaui besi tidak akan menghasilkan pelepasan energi bersih.[97]
Sejumlah bintang bermassa besar, terutama variabel biru bercahaya, sangatlah tidak stabil hingga ke titik di mana mereka melepaskan massanya dengan kuat ke luar angkasa dalam berbagai peristiwa yang dikenal sebagai supernova palsu, dan menjadi jauh lebih terang dalam proses tersebut. Eta Carinae diketahui telah mengalami peristiwa supernova palsu, yang disebut Letusan Besar, pada abad ke-19.
Seiring dengan menyusutnya inti sebuah bintang, intensitas radiasi dari permukaan tersebut meningkat, yang menciptakan tekanan radiasi semacam itu pada cangkang gas bagian luar yang akan mendorong lapisan-lapisan itu menjauh, membentuk sebuah nebula planeter. Jika apa yang tersisa setelah atmosfer luarnya dilucuti berjumlah kurang dari sekitar 1.4 M☉, ia akan menyusut menjadi objek yang relatif kecil seukuran Bumi, yang dikenal sebagai katai putih. Katai putih tidak memiliki massa yang cukup agar kompresi gravitasi lebih lanjut dapat terjadi.[98] Materi terdegenerasi elektron di dalam katai putih tidak lagi berupa plasma. Pada akhirnya, katai putih memudar menjadi katai hitam dalam jangka waktu yang sangat panjang.[99]
Pada bintang bermassa besar, fusi terus berlangsung hingga inti besinya tumbuh menjadi begitu besar (lebih dari 1.4 M☉) sehingga ia tidak lagi mampu menopang massanya sendiri. Inti ini akan tiba-tiba runtuh ketika elektron-elektronnya didorong ke dalam protonnya, membentuk neutron, neutrino, dan sinar gama dalam semburan penangkapan elektron dan peluruhan beta terbalik. Gelombang kejut yang dibentuk oleh keruntuhan yang tiba-tiba ini menyebabkan sisa bagian bintang lainnya meledak dalam sebuah supernova. Supernova menjadi begitu terang sehingga dapat secara singkat mengalahkan kecerahan seluruh galaksi asal dari bintang tersebut. Ketika terjadi di dalam Bima Sakti, supernova secara historis telah diamati oleh para pengamat dengan mata telanjang sebagai "bintang baru" di tempat yang tampaknya tidak ada bintang sebelumnya.[100]
Ledakan supernova menghempaskan lapisan-lapisan luar bintang tersebut, menyisakan sebuah sisa seperti Nebula Kepiting.[100] Intinya terkompresi menjadi sebuah bintang neutron, yang terkadang memanifestasikan dirinya sebagai sebuah pulsar atau pelepas sinar-X. Pada kasus bintang yang paling besar, sisanya adalah sebuah lubang hitam yang lebih besar dari 4 M☉.[101] Di dalam bintang neutron, materinya berada dalam kondisi yang dikenal sebagai materi terdegenerasi neutron, beserta bentuk materi terdegenerasi yang lebih eksotis, materi QCD, yang mungkin saja ada di dalam inti.[102]
Lapisan-lapisan luar yang terhempas dari bintang-bintang yang sekarat mengandung berbagai unsur berat, yang mungkin dapat didaur ulang selama pembentukan bintang-bintang baru. Unsur-unsur berat ini memungkinkan terbentuknya planet-planet berbatu. Aliran keluar dari supernova dan angin bintang dari bintang-bintang masif memainkan peranan penting dalam membentuk medium antarbintang.[100]
Evolusi bintang ganda atau bintang biner dapat berbeda secara signifikan dari evolusi bintang tunggal dengan massa yang sama. Sebagai contoh, ketika sebuah bintang mengembang menjadi raksasa merah, ia dapat meluap melebihi lobus Roche-nya, yakni wilayah di sekitarnya tempat materi terikat padanya secara gravitasi; jika bintang-bintang di dalam sistem biner berjarak cukup dekat, sebagian dari materi tersebut dapat meluap ke bintang lainnya, menghasilkan fenomena-fenomena yang meliputi biner sentuh, biner selubung sekerabat, variabel kataklismik, pengembara biru,[103] dan supernova Tipe Ia. Transfer massa berujung pada kasus-kasus seperti paradoks Algol, di mana bintang yang paling berevolusi di dalam suatu sistem justru merupakan yang paling rendah massanya.[104]
Evolusi bintang ganda dan sistem bintang tingkat tinggi diteliti secara intensif mengingat begitu banyak bintang yang ditemukan sebagai anggota dari sistem biner. Sekitar separuh dari bintang-bintang mirip Matahari, dan proporsi yang lebih tinggi lagi untuk bintang-bintang yang lebih masif, terbentuk di dalam sistem majemuk, dan hal ini dapat sangat memengaruhi fenomena-fenomena seperti nova dan supernova, pembentukan jenis bintang tertentu, serta pengayaan luar angkasa dengan produk-produk nukleosintesis.[105]
Pengaruh evolusi bintang ganda terhadap pembentukan bintang masif berevolusi seperti variabel biru bercahaya, bintang Wolf–Rayet, dan progenitor dari kelas supernova keruntuhan inti tertentu masih menjadi perdebatan. Bintang masif tunggal mungkin tidak mampu melontarkan lapisan luarnya dengan cukup cepat untuk membentuk jenis dan jumlah bintang berevolusi yang diamati, atau untuk menghasilkan progenitor yang akan meledak sebagai supernova yang diamati. Transfer massa melalui pelucutan gravitasi di dalam sistem biner dipandang oleh beberapa astronom sebagai solusi bagi masalah tersebut.[106][107][108]
Bintang-bintang tidak tersebar secara merata di seluruh alam semesta melainkan biasanya dikelompokkan ke dalam galaksi bersama dengan gas dan debu antarbintang. Sebuah galaksi besar pada umumnya seperti Bima Sakti mengandung ratusan miliar bintang. Terdapat lebih dari 2 triliun (1012) galaksi, meskipun sebagian besar di antaranya memiliki massa kurang dari 10% massa Bima Sakti.[109] Secara keseluruhan, kemungkinan terdapat antara 1022 dan 1024 bintang,[110][111] yang mana jumlahnya lebih banyak daripada seluruh butiran pasir di planet Bumi.[112][113][114] Sebagian besar bintang berada di dalam galaksi, tetapi antara 10 hingga 50% cahaya bintang di dalam gugus galaksi besar mungkin berasal dari bintang-bintang di luar galaksi mana pun.[115][116][117]
Sebuah sistem multi-bintang terdiri dari dua atau lebih bintang yang terikat secara gravitasi yang saling mengorbit satu sama lain. Sistem multi-bintang yang paling sederhana dan paling umum adalah bintang ganda, namun terdapat pula sistem dengan tiga bintang atau lebih. Demi alasan stabilitas orbit, sistem multi-bintang semacam itu sering kali diatur ke dalam hierarki kumpulan bintang ganda.[118] Kelompok yang lebih besar disebut gugus bintang. Ini berkisar dari asosiasi bintang yang renggang dengan hanya beberapa bintang hingga gugus terbuka dengan puluhan hingga ribuan bintang, hingga gugus bola raksasa dengan ratusan ribu bintang. Sistem semacam ini mengorbit galaksi induknya. Semua bintang di dalam gugus terbuka atau gugus bola terbentuk dari awan molekuler raksasa yang sama, sehingga biasanya semua anggota memiliki usia dan komposisi yang serupa.[91]
Banyak bintang yang telah diamati, dan sebagian besar atau semuanya mungkin pada awalnya terbentuk di dalam sistem multi-bintang yang terikat secara gravitasi. Hal ini berlaku khususnya untuk bintang kelas O dan B yang sangat masif, yang mana 80% di antaranya diyakini merupakan bagian dari sistem multi-bintang. Proporsi sistem bintang tunggal meningkat seiring dengan menurunnya massa bintang, sehingga hanya 25% dari katai merah yang diketahui memiliki pendamping bintang. Mengingat 85% dari semua bintang merupakan katai merah, lebih dari dua pertiga bintang di Bima Sakti kemungkinan merupakan katai merah tunggal.[119] Dalam sebuah studi tahun 2017 terhadap awan molekuler Perseus, para astronom menemukan bahwa sebagian besar bintang yang baru terbentuk berada di dalam sistem biner. Dalam model yang paling mampu menjelaskan data tersebut, semua bintang pada awalnya terbentuk sebagai bintang ganda, meskipun beberapa di antaranya kemudian berpisah dan menyisakan bintang tunggal.[120][121]
Bintang terdekat dari Bumi, selain Matahari, adalah Proxima Centauri, yang berjarak sejauh 42.465 tahun cahaya (401.750 triliun kilometer). Dengan melakukan perjalanan pada kecepatan orbit Pesawat Ulang Alik, yakni 8 kilometer per detik (29.000 kilometer per jam), akan memakan waktu sekitar 150.000 tahun untuk tiba di sana.[122] Ini merupakan karakteristik umum dari pemisahan bintang di dalam cakram galaksi.[123] Bintang dapat saling berdekatan di pusat galaksi dan di dalam gugus bola,[124][125] atau terpisah lebih jauh di dalam halo galaksi.[126]
Akibat jarak yang relatif sangat jauh di antara bintang-bintang di luar nukleus galaksi, tabrakan antarbintang diyakini jarang terjadi. Di wilayah-wilayah yang lebih padat seperti inti dari gugus bola atau pusat galaksi, tabrakan dapat lebih sering terjadi.[127] Tabrakan semacam itu dapat menghasilkan apa yang dikenal sebagai pengembara biru. Bintang-bintang abnormal ini memiliki suhu permukaan yang lebih tinggi dan karenanya berwarna lebih biru dibandingkan dengan bintang-bintang pada titik belok deret utama di dalam gugus tempatnya berada; dalam evolusi bintang standar, pengembara biru seharusnya sudah berevolusi keluar dari deret utama dan dengan demikian tidak akan terlihat di dalam gugus tersebut.[128]
Hampir semua hal tentang sebuah bintang ditentukan oleh massa awalnya, termasuk karakteristik seperti luminositas, ukuran, evolusi, masa hidup, dan nasib akhirnya.
Sebagian besar bintang berusia antara 1 miliar dan 10 miliar tahun. Beberapa bintang bahkan mungkin berusia mendekati 13,8 miliar tahun—usia alam semesta yang teramati saat ini. Bintang tertua yang sejauh ini ditemukan, HD 140283, yang dijuluki bintang Metusalah, diperkirakan berusia 14,46 ± 0,8 miliar tahun.[129] (Akibat ketidakpastian dalam nilainya, usia bintang ini tidak bertentangan dengan usia alam semesta, yang ditentukan oleh satelit Planck sebesar 13,799 ± 0,021).[129][130]
Semakin masif sebuah bintang, semakin pendek masa hidupnya, utamanya karena bintang bermassa besar memiliki tekanan yang lebih tinggi pada intinya, yang menyebabkannya membakar hidrogen dengan lebih cepat. Bintang yang paling masif bertahan rata-rata selama beberapa juta tahun, sementara bintang dengan massa minimum (katai merah) membakar bahan bakarnya dengan sangat lambat dan dapat bertahan hingga puluhan bahkan ratusan miliar tahun.[131][132]
| Massa Awal (M☉) | Deret Utama | Subraksasa | Raksasa Merah Pertama | Pembakaran He Inti |
|---|---|---|---|---|
| 1.0 | 9.33 | 2.57 | 0.76 | 0.13 |
| 1.6 | 2.28 | 0.03 | 0.12 | 0.13 |
| 2.0 | 1.20 | 0.01 | 0.02 | 0.28 |
| 5.0 | 0.10 | 0.0004 | 0.0003 | 0.02 |
Ketika bintang-bintang terbentuk di galaksi Bima Sakti saat ini, mereka terdiri atas sekitar 71% hidrogen dan 27% helium, jika diukur berdasarkan massa, beserta sebagian kecil unsur-unsur yang lebih berat.[134] Biasanya, porsi unsur berat diukur melalui kandungan besi pada atmosfer bintang, mengingat besi adalah unsur yang umum dan garis absorpsinya relatif mudah untuk diukur. Porsi unsur yang lebih berat ini dapat menjadi indikator kemungkinan bintang tersebut memiliki sistem keplanetan.[135]
Hingga 2005[update] bintang dengan kandungan besi terendah yang pernah diukur adalah katai HE1327-2326, dengan kandungan besi hanya sekitar 1/200.000 dari yang dimiliki Matahari.[136] Sebaliknya, bintang sangat kaya logam μ Leonis memiliki kelimpahan besi hampir dua kali lipat dari Matahari, sedangkan bintang pembawa planet 14 Herculis memiliki hampir tiga kali lipat kandungan besi.[137] Bintang ganjil secara kimiawi menunjukkan kelimpahan yang tidak biasa dari unsur-unsur tertentu di dalam spektrumnya; terutama kromium dan unsur tanah jarang.[138] Bintang-bintang dengan atmosfer luar yang lebih dingin, termasuk Matahari, dapat membentuk berbagai molekul diatomik dan poliatomik.[139]
Akibat jaraknya yang sangat jauh dari Bumi, semua bintang kecuali Matahari tampak oleh mata telanjang sebagai titik-titik bercahaya di langit malam yang berkelap-kelip karena efek atmosfer Bumi. Matahari berjarak cukup dekat dengan Bumi sehingga ia justru tampak sebagai sebuah piringan, dan memberikan cahaya di siang hari. Selain Matahari, bintang dengan ukuran semu terbesar adalah R Doradus, dengan diameter sudut hanya 0,057 detik busur.[140]
Piringan sebagian besar bintang memiliki ukuran sudut yang terlampau kecil untuk dapat diamati menggunakan teleskop optik berbasis darat saat ini, sehingga teleskop interferometer diperlukan untuk menghasilkan citra dari objek-objek tersebut. Teknik lain untuk mengukur ukuran sudut bintang adalah melalui okultasi. Dengan mengukur secara presisi penurunan kecerahan sebuah bintang saat mengalami okultasi oleh Bulan (atau peningkatan kecerahannya saat ia kembali muncul), diameter sudut bintang tersebut dapat dihitung.[141]
Ukuran bintang berkisar dari bintang neutron, yang bervariasi antara 20 hingga 40 km (25 mi) diameternya, hingga maharaksasa seperti Betelgeuse di rasi bintang Orion, yang memiliki diameter sekitar 640 kali lipat diameter Matahari[142] dengan massa jenis yang jauh lebih rendah.[143]
Pergerakan sebuah bintang relatif terhadap Matahari dapat memberikan informasi yang berguna mengenai asal-usul dan usia bintang tersebut, beserta struktur dan evolusi galaksi di sekitarnya.[145] Komponen-komponen pergerakan sebuah bintang terdiri dari kecepatan radial yang mendekati atau menjauhi Matahari, serta pergerakan sudut transversal, yang disebut sebagai gerak dirinya.[146]
Kecepatan radial diukur melalui geseran Doppler pada garis spektrum bintang dan dinyatakan dalam satuan km/s. Gerak diri dari sebuah bintang, yaitu paralaksnya, ditentukan melalui pengukuran astrometri presisi dalam satuan mili-detik busur (mas) per tahun. Dengan mengetahui paralaks bintang beserta jaraknya, kecepatan gerak diri tersebut dapat dihitung. Bersama dengan kecepatan radial, kecepatan totalnya pun dapat dihitung. Bintang dengan tingkat gerak diri yang tinggi kemungkinan besar berjarak relatif dekat dengan Matahari, sehingga menjadikannya kandidat yang baik untuk pengukuran paralaks.[147]
Ketika kedua tingkat pergerakan tersebut diketahui, kecepatan ruang bintang relatif terhadap Matahari atau galaksi dapat dihitung. Di antara bintang-bintang di dekatnya, telah ditemukan bahwa bintang populasi I yang lebih muda umumnya memiliki kecepatan yang lebih rendah dibandingkan dengan bintang populasi II yang lebih tua. Bintang populasi II tersebut memiliki orbit elips yang miring terhadap bidang galaksi.[148] Perbandingan terhadap kinematika dari bintang-bintang terdekat telah memungkinkan para astronom untuk melacak asal-usul mereka ke titik-titik yang sama di dalam awan molekuler raksasa; kelompok-kelompok dengan titik asal yang sama ini disebut sebagai asosiasi bintang.[149]
Medan magnet bintang dihasilkan di dalam wilayah interiornya tempat terjadinya sirkulasi konvektif. Pergerakan plasma konduktif ini berfungsi layaknya sebuah dinamo, di mana pergerakan muatan listrik menginduksi medan magnet, seperti halnya pada dinamo mekanik. Medan magnet ini memiliki jangkauan besar yang membentang ke seluruh bagian maupun ke luar bintang. Kekuatan medan magnet bervariasi bergantung pada massa dan komposisi bintang, sementara besaran aktivitas magnetik permukaannya bergantung pada tingkat rotasi bintang tersebut. Aktivitas permukaan ini menghasilkan bintik bintang, yang mana merupakan wilayah dengan medan magnet kuat dan bersuhu permukaan lebih rendah dari kondisi normal. Lengkungan korona merupakan garis fluks medan magnet melengkung yang naik dari permukaan bintang menuju ke atmosfer luarnya, yakni korona. Lengkungan korona tersebut dapat terlihat berkat plasma yang mengalir di sepanjang lengkungan itu. Suar bintang merupakan semburan partikel berenergi tinggi yang dipancarkan akibat aktivitas magnetik yang sama.[150]
Bintang-bintang muda yang berotasi cepat cenderung memiliki tingkat aktivitas permukaan yang tinggi dikarenakan medan magnetnya. Medan magnet ini dapat memengaruhi angin bintang dari suatu bintang, yang berfungsi layaknya rem untuk secara bertahap memperlambat tingkat rotasinya seiring berjalannya waktu. Dengan demikian, bintang-bintang yang lebih tua seperti Matahari memiliki tingkat rotasi yang jauh lebih lambat dan tingkat aktivitas permukaan yang lebih rendah. Tingkat aktivitas dari bintang yang berotasi lambat cenderung bervariasi dalam siklus tertentu dan dapat berhenti sama sekali selama beberapa waktu.[151] Selama Minimum Maunder, misalnya, Matahari mengalami periode selama 70 tahun yang nyaris tanpa adanya aktivitas bintik matahari.[152]
Bintang memiliki massa yang berkisar mulai dari kurang dari separuh massa surya hingga lebih dari 200 massa surya (lihat Daftar bintang paling masif). Salah satu bintang paling masif yang diketahui adalah Eta Carinae,[153] yang, dengan massa 100–150 kali lipat massa Matahari, hanya akan memiliki masa hidup selama beberapa juta tahun. Berbagai studi terhadap gugus terbuka yang paling masif menunjukkan 150 M☉ sebagai batas atas kasar untuk bintang-bintang di era alam semesta saat ini.[154] Hal ini mewakili sebuah nilai empiris bagi batas teoretis pada massa pembentukan bintang yang diakibatkan oleh meningkatnya tekanan radiasi pada awan gas yang terakresi. Sejumlah bintang di dalam gugus R136 di Awan Magellan Besar telah diukur memiliki massa yang lebih besar,[155] namun telah ditentukan bahwa bintang-bintang ini kemungkinan diciptakan melalui tabrakan dan penggabungan bintang-bintang masif dalam sistem biner jarak dekat, sehingga menghindari batas 150 M☉ pada pembentukan bintang masif.[156]
Bintang-bintang pertama yang terbentuk setelah Ledakan Dahsyat kemungkinan berukuran lebih besar, yakni hingga mencapai 300 M☉,[157] dikarenakan sama sekali tidak adanya unsur-unsur yang lebih berat daripada litium dalam komposisi mereka. Generasi bintang populasi III supermasif ini kemungkinan pernah ada di alam semesta yang sangat awal (yakni, mereka diamati memiliki pergeseran merah yang tinggi), dan kemungkinan telah mengawali produksi unsur-unsur kimia yang lebih berat daripada hidrogen yang dibutuhkan bagi pembentukan planet dan kehidupan di kemudian hari. Pada bulan Juni 2015, para astronom melaporkan adanya bukti bintang Populasi III di dalam galaksi Cosmos Redshift 7 pada titik z = 6,60.[158][159]
Dengan massa yang hanya 80 kali lipat dari Jupiter (MJ), 2MASS J0523-1403 merupakan bintang terkecil yang diketahui tengah mengalami fusi nuklir di dalam intinya.[160] Untuk bintang-bintang yang memiliki metalisitas mirip dengan Matahari, massa minimum teoretis yang dapat dimiliki sebuah bintang namun masih mengalami fusi di bagian inti, diperkirakan adalah sekitar 75 MJ.[161][162] Ketika metalisitasnya sangat rendah, ukuran minimum bintang tampaknya berada di kisaran 8,3% dari massa surya, atau sekitar 87 MJ.[162][163] Benda-benda yang lebih kecil yang disebut katai cokelat, menempati area abu-abu yang batasannya kurang jelas di antara bintang dan raksasa gas.[161][162]
Kombinasi antara jari-jari dan massa sebuah bintang menentukan gravitasi permukaannya. Bintang-bintang raksasa memiliki gravitasi permukaan yang jauh lebih rendah dibandingkan dengan bintang deret utama, sementara hal yang sebaliknya terjadi pada bintang padat yang terdegenerasi seperti katai putih. Gravitasi permukaan ini dapat memengaruhi tampilan dari spektrum sebuah bintang, di mana gravitasi yang lebih tinggi menyebabkan pelebaran pada garis-garis absorpsinya.[37]
Tingkat rotasi bintang dapat ditentukan melalui pengukuran spektroskopi, atau ditentukan secara lebih tepat dengan melacak bintik bintangnya. Bintang muda dapat memiliki rotasi lebih dari 100 km/s di bagian ekuator. Bintang kelas B Achernar, sebagai contoh, memiliki kecepatan ekuatorial sekitar 225 km/s atau lebih, yang menyebabkan ekuatornya menggembung ke luar dan memberinya diameter ekuatorial yang lebih dari 50% lebih besar daripada jarak antar kutubnya. Tingkat rotasi ini berada tepat di bawah kecepatan kritis 300 km/s, di mana pada kecepatan tersebut bintang itu akan hancur.[164] Sebaliknya, Matahari berotasi sekali setiap 25–35 hari bergantung pada garis lintangnya,[165] dengan kecepatan ekuatorial 1,93 km/s.[166] Medan magnet dan angin bintang dari sebuah bintang deret utama berfungsi untuk memperlambat rotasinya dalam jumlah yang signifikan seiring dengan evolusinya di deret utama.[167]
Bintang terdegenerasi telah mengerut menjadi massa yang padat, yang menghasilkan tingkat rotasi yang cepat. Namun, mereka memiliki tingkat rotasi yang relatif rendah jika dibandingkan dengan apa yang diharapkan dari kekekalan momentum sudut—yakni kecenderungan benda yang berotasi untuk mengimbangi penyusutan ukurannya dengan meningkatkan tingkat putarannya. Sebagian besar momentum sudut bintang dihamburkan sebagai akibat dari kehilangan massa melalui angin bintang.[168] Terlepas dari hal ini, tingkat rotasi sebuah pulsar bisa menjadi sangat cepat. Pulsar di pusat Nebula Kepiting, sebagai contoh, berotasi 30 kali per detik.[169] Tingkat rotasi pulsar ini akan secara bertahap melambat akibat pancaran radiasi.[170]
Suhu permukaan sebuah bintang deret utama ditentukan oleh tingkat produksi energi di intinya beserta jari-jarinya, dan sering kali diperkirakan dari indeks warna bintang tersebut.[171]
Suhu ini biasanya dinyatakan dalam bentuk suhu efektif, yakni suhu dari benda hitam ideal yang memancarkan energinya pada luminositas per satuan luas permukaan yang sama dengan bintang tersebut. Suhu efektif hanyalah representasi dari bagian permukaan, mengingat suhu akan meningkat ke arah inti.[172] Suhu di bagian inti bintang mencapai beberapa juta kelvin.[173]
Suhu bintang akan menentukan tingkat ionisasi berbagai unsur, yang menghasilkan garis-garis absorpsi karakteristik di dalam spektrum. Suhu permukaan bintang, bersama dengan magnitudo mutlak visual dan fitur-fitur absorpsinya, digunakan untuk mengklasifikasikan sebuah bintang (lihat klasifikasi di bawah).[37]
Bintang deret utama bermassa besar dapat memiliki suhu permukaan hingga 50.000 K. Bintang yang lebih kecil seperti Matahari memiliki suhu permukaan berkisar pada beberapa ribu K. Raksasa merah memiliki suhu permukaan yang relatif rendah sekitar 3.600 K; tetapi mereka memiliki luminositas yang tinggi berkat luas permukaan luarnya yang besar.[174]
Energi yang dihasilkan oleh bintang, sebuah produk dari fusi nuklir, memancar ke luar angkasa baik sebagai radiasi elektromagnetik maupun radiasi partikel. Radiasi partikel yang dipancarkan oleh bintang bermanifestasi sebagai angin bintang,[175] yang mengalir dari lapisan-lapisan luar berupa partikel bermuatan listrik seperti proton beserta alfa dan partikel beta. Aliran neutrino yang nyaris tanpa massa secara konstan memancar langsung dari inti bintang.[176]
Produksi energi di inti inilah yang menjadi alasan mengapa bintang bersinar begitu terang: setiap kali dua atau lebih inti atom berfusi membentuk satu inti atom tunggal dari unsur baru yang lebih berat, foton sinar gama dilepaskan dari produk fusi nuklir tersebut. Energi ini dikonversikan ke dalam bentuk energi elektromagnetik lain dengan frekuensi yang lebih rendah, seperti cahaya tampak, pada saat energi tersebut mencapai lapisan luar bintang.[177]
Warna sebuah bintang, sebagaimana ditentukan oleh frekuensi cahaya tampak yang paling intens, bergantung pada suhu lapisan luar bintang tersebut, termasuk fotosfernya.[178] Selain cahaya tampak, bintang-bintang memancarkan bentuk-bentuk radiasi elektromagnetik yang tidak terlihat oleh mata manusia. Faktanya, radiasi elektromagnetik bintang membentang di seluruh bagian spektrum elektromagnetik, mulai dari panjang gelombang terpanjang berupa gelombang radio lalu inframerah, cahaya tampak, ultraviolet, hingga yang terpendek berupa sinar-X, dan sinar gama. Dari sudut pandang total energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang, tidak semua komponen radiasi elektromagnetik bintang itu signifikan, namun semua frekuensi memberikan wawasan akan fisika bintang tersebut.[176]
Dengan menggunakan spektrum bintang, para astronom dapat menentukan suhu permukaan, gravitasi permukaan, metalisitas, dan kecepatan rotasi sebuah bintang. Jika jarak dari sebuah bintang diketahui, seperti melalui pengukuran paralaks, maka luminositas bintang tersebut dapat diturunkan. Massa, jari-jari, gravitasi permukaan, dan periode rotasinya kemudian dapat diperkirakan berdasarkan model-model bintang. (Massa dapat dihitung untuk bintang-bintang di dalam sistem biner dengan mengukur kecepatan orbit dan jaraknya. Pelensaan mikro gravitasi telah digunakan untuk mengukur massa sebuah bintang tunggal.[179]) Dengan parameter-parameter ini, para astronom dapat memperkirakan usia bintang tersebut.[180]
Luminositas sebuah bintang adalah jumlah cahaya dan bentuk-bentuk energi radiasi lain yang dipancarkannya per satuan waktu. Luminositas memiliki satuan daya. Luminositas sebuah bintang ditentukan oleh jari-jari dan suhu permukaannya. Banyak bintang yang tidak memancarkan radiasi secara merata di seluruh permukaannya. Bintang yang berotasi cepat seperti Vega, misalnya, memiliki fluks energi (daya per satuan luas) yang lebih tinggi di kutub-kutubnya dibandingkan dengan di sepanjang ekuatornya.[181]
Bercak-bercak di permukaan bintang dengan suhu dan luminositas yang lebih rendah dari rata-rata dikenal sebagai bintik bintang. Bintang katai berukuran kecil seperti Matahari umumnya memiliki piringan yang pada dasarnya tanpa fitur khusus, dengan hanya bintik bintang berukuran kecil. Bintang raksasa memiliki bintik bintang yang jauh lebih besar dan lebih jelas,[151] dan mereka menunjukkan efek penggelapan tepi bintang yang kuat. Yakni, kecerahannya menurun ke arah tepi piringan bintang tersebut.[182] Bintang suar katai merah seperti UV Ceti dapat memiliki fitur bintik bintang yang menonjol.[183]
Kecerahan semu dari sebuah bintang dinyatakan dalam bentuk magnitudo semunya. Hal ini merupakan fungsi dari luminositas bintang, jaraknya dari Bumi, efek ekstingsi dari gas dan debu antarbintang, serta perubahan cahaya bintang saat melewati atmosfer Bumi. Magnitudo intrinsik atau mutlak berhubungan langsung dengan luminositas bintang, dan merupakan nilai magnitudo semu dari sebuah bintang jika jarak antara Bumi dan bintang tersebut adalah 10 parsec (32,6 tahun cahaya).[184]
| Magnitudo semu |
Jumlah bintang[185] |
|---|---|
| 0 | 4 |
| 1 | 15 |
| 2 | 48 |
| 3 | 171 |
| 4 | 513 |
| 5 | 1.602 |
| 6 | 4.800 |
| 7 | 14.000 |
Baik skala magnitudo semu maupun mutlak merupakan unit logaritmik: perbedaan satu angka penuh dalam magnitudo setara dengan variasi kecerahan sekitar 2,5 kali lipat[186] (akar pangkat 5 dari 100 atau sekitar 2,512). Hal ini berarti bahwa sebuah bintang magnitudo pertama (+1,00) berukuran sekitar 2,5 kali lebih terang daripada bintang bermagnitudo kedua (+2,00), dan sekitar 100 kali lebih terang daripada sebuah bintang magnitudo keenam (+6,00). Bintang paling redup yang terlihat oleh mata telanjang di bawah kondisi pengamatan yang baik memiliki magnitudo sekitar +6.[187]
Pada skala magnitudo semu maupun mutlak, semakin kecil angka magnitudonya, semakin terang bintang tersebut; semakin besar angka magnitudonya, semakin redup bintang tersebut. Bintang yang paling terang, pada kedua skala tersebut, memiliki angka magnitudo negatif. Variasi kecerahan (ΔL) di antara dua bintang dihitung dengan mengurangi angka magnitudo bintang yang lebih terang (mb) dari angka magnitudo bintang yang lebih redup (mf), lalu menggunakan selisihnya sebagai eksponen untuk bilangan pokok 2,512; dengan kata lain:
Mengingat kaitannya dengan luminositas sekaligus jarak dari Bumi, magnitudo mutlak (M) dan magnitudo semu (m) dari sebuah bintang tidaklah setara;[186] sebagai contoh, bintang terang Sirius memiliki magnitudo semu sebesar −1,44, tetapi memiliki magnitudo mutlak sebesar +1,41.
Matahari memiliki magnitudo semu sebesar −26,7, tetapi magnitudo mutlaknya hanya +4,83. Sirius, bintang paling terang di langit malam seperti yang terlihat dari Bumi, kira-kira 23 kali lebih bercahaya daripada Matahari, sementara Canopus, bintang paling terang kedua di langit malam dengan magnitudo mutlak −5,53, kira-kira 14.000 kali lebih bercahaya daripada Matahari. Meskipun Canopus jauh lebih bercahaya daripada Sirius, Sirius tampak lebih terang di antara keduanya. Hal ini dikarenakan Sirius hanya berjarak 8,6 tahun cahaya dari Bumi, sementara Canopus berjarak jauh lebih jauh pada jarak 310 tahun cahaya.[188]
Bintang paling bercahaya yang diketahui memiliki magnitudo mutlak kira-kira −12, yang setara dengan 6 juta kali luminositas Matahari.[189] Secara teoretis, bintang yang paling tidak bercahaya berada pada batas bawah massa di mana bintang mampu menopang fusi nuklir hidrogen di dalam intinya; bintang yang berada tepat di atas batas ini telah ditemukan di dalam gugus NGC 6397. Katai merah paling redup di gugus tersebut memiliki magnitudo mutlak 15, sementara sebuah katai putih dengan magnitudo mutlak ke-17 telah ditemukan.[190][191]
| Kelas | Suhu | Contoh bintang |
|---|---|---|
| O | 33.000 K atau lebih | Zeta Ophiuchi |
| B | 10.500–30.000 K | Rigel |
| A | 7.500–10.000 K | Altair |
| F | 6.000–7.200 K | Procyon A |
| G | 5.500–6.000 K | Matahari |
| K | 4.000–5.250 K | Epsilon Indi |
| M | 2.600–3.850 K | Proxima Centauri |
Sistem klasifikasi bintang saat ini bermula pada awal abad ke-20, ketika bintang-bintang diklasifikasikan dari A hingga Q berdasarkan kekuatan garis hidrogen.[193] Kala itu, kekuatan garis hidrogen dianggap sebagai fungsi linier sederhana dari suhu. Namun nyatanya, hal ini lebih rumit: kekuatan ini meningkat seiring dengan kenaikan suhu, mencapai puncaknya di sekitar 9.000 K, dan kemudian menurun pada suhu yang lebih tinggi. Sejak saat itu, klasifikasi tersebut diurutkan kembali berdasarkan suhu, yang menjadi dasar bagi skema modern saat ini.[194]
Bintang-bintang diberi klasifikasi huruf tunggal berdasarkan spektrumnya, mulai dari tipe O, yang sangat panas, hingga M, yang sangat dingin sehingga molekul dapat terbentuk di atmosfernya. Klasifikasi utamanya, secara berurutan dari suhu permukaan tertinggi ke terendah, adalah: O, B, A, F, G, K, dan M. Berbagai jenis tipe spektrum yang langka diberikan klasifikasi khusus. Yang paling umum dari klasifikasi khusus ini adalah tipe L dan T, yang mengklasifikasikan bintang bermassa rendah paling dingin serta katai cokelat. Masing-masing huruf memiliki 10 subdivisi, yang diberi nomor dari 0 hingga 9, dalam urutan suhu yang semakin menurun. Meskipun demikian, sistem ini tidak berlaku pada suhu yang terlampau tinggi mengingat kelas O0 dan O1 mungkin saja tidak ada.[195]
Selain itu, bintang juga dapat diklasifikasikan berdasarkan efek luminositas yang ditemukan di dalam garis spektrumnya, yang berhubungan dengan ukuran spasialnya dan ditentukan oleh gravitasi permukaannya. Klasifikasi ini berkisar dari 0 (hiperraksasa) lalu III (raksasa) hingga V (katai deret utama); beberapa penulis menambahkan VII (katai putih). Bintang deret utama berada di sepanjang pita diagonal yang sempit saat digambarkan ke dalam grafik berdasarkan magnitudo mutlak dan tipe spektrumnya.[195] Matahari adalah sebuah katai kuning deret utama bersuhu sedang dan berukuran biasa dengan klasifikasi G2V.[196]
Terdapat tata nama tambahan berupa huruf-huruf kecil yang ditambahkan di akhir tipe spektrum untuk menunjukkan fitur-fitur ganjil pada spektrum. Sebagai contoh, "e" dapat menunjukkan keberadaan garis emisi; "m" mewakili tingkat logam yang kuat secara tidak biasa, dan "var" dapat berarti adanya variasi pada tipe spektrum tersebut.[195]
Bintang katai putih memiliki kelasnya sendiri yang diawali dengan huruf D. Kelas ini dibagi lebih lanjut menjadi kelas DA, DB, DC, DO, DZ, dan DQ, bergantung pada jenis garis menonjol yang ditemukan di dalam spektrum. Huruf ini kemudian diikuti oleh sebuah nilai numerik yang menunjukkan suhu.[197]
Bintang variabel memiliki perubahan luminositas yang bersifat periodik atau acak akibat sifat intrinsik atau ekstrinsiknya. Dari bintang variabel intrinsik tersebut, tipe-tipe utamanya dapat dibagi lagi menjadi tiga kelompok prinsip.
Selama masa evolusi bintangnya, sejumlah bintang melewati fase-fase di mana mereka dapat menjadi variabel berdenyut. Bintang variabel berdenyut bervariasi dalam hal jari-jari dan luminositas seiring waktu, dengan mengembang dan menyusut dalam periode yang berkisar mulai dari hitungan menit hingga tahunan, bergantung pada ukuran bintang tersebut. Kategori ini mencakup bintang Cepheid dan mirip Cepheid, serta variabel berperiode panjang seperti Mira.[198]
Variabel letusan adalah bintang yang mengalami peningkatan luminositas secara tiba-tiba akibat suar atau kejadian pelontaran massa.[198] Kelompok ini mencakup protobintang, bintang Wolf-Rayet, dan bintang suar, beserta bintang raksasa dan maharaksasa.
Bintang variabel kataklismik atau eksplosif adalah bintang yang mengalami perubahan dramatis dalam sifat-sifatnya. Kelompok ini mencakup nova dan supernova. Sistem bintang ganda yang mencakup katai putih di dekatnya dapat menghasilkan jenis-jenis tertentu dari ledakan bintang yang spektakuler ini, termasuk di antaranya nova dan supernova Tipe Ia.[90] Ledakan tersebut tercipta ketika katai putih mengakresi hidrogen dari bintang pendampingnya, dan mengumpulkan massa hingga hidrogen tersebut mengalami fusi.[199] Beberapa nova bersifat berulang, di mana mereka memiliki ledakan berkala dengan amplitudo menengah.[198]
Bintang dapat bervariasi dalam hal luminositas akibat faktor-faktor ekstrinsik, seperti pada bintang ganda gerhana, maupun bintang berotasi yang menghasilkan bintik bintang ekstrem.[198] Contoh menonjol dari bintang ganda gerhana adalah Algol, yang magnitudonya bervariasi secara teratur dari 2,1 hingga 3,4 selama periode 2,87 hari.[200]
Bagian dalam dari sebuah bintang yang stabil berada dalam keadaan kesetimbangan hidrostatik: gaya-gaya pada setiap volume kecil hampir secara tepat saling menyeimbangkan satu sama lain. Gaya-gaya yang seimbang tersebut adalah gaya gravitasi yang mengarah ke dalam dan gaya yang mengarah ke luar akibat gradien tekanan di dalam bintang. Gradien tekanan dibentuk oleh gradien suhu plasma; bagian luar bintang lebih dingin daripada intinya. Suhu pada inti bintang deret utama atau bintang raksasa setidaknya berada pada kisaran 107 K. Suhu dan tekanan yang dihasilkan pada inti pembakaran hidrogen di sebuah bintang deret utama sudah cukup untuk terjadinya fusi nuklir dan untuk menghasilkan energi yang memadai guna mencegah keruntuhan bintang lebih lanjut.[201][202]
Ketika inti-inti atom berfusi di dalam inti bintang, mereka memancarkan energi dalam bentuk sinar gama. Foton-foton ini berinteraksi dengan plasma di sekitarnya, yang menambah energi termal pada inti tersebut. Bintang-bintang di deret utama mengubah hidrogen menjadi helium, yang menciptakan proporsi helium yang perlahan namun terus meningkat di dalam intinya. Pada akhirnya, kandungan helium menjadi dominan, dan produksi energi pun berhenti di bagian inti. Sebaliknya, untuk bintang-bintang yang bermassa lebih dari 0.4 M☉, fusi terjadi di sebuah cangkang yang perlahan mengembang di sekitar inti helium yang terdegenerasi.[203]
Selain kesetimbangan hidrostatik, bagian dalam dari sebuah bintang yang stabil akan mempertahankan keseimbangan energi berupa kesetimbangan termal. Terdapat gradien suhu radial di seluruh bagian dalam yang menghasilkan fluks energi yang mengalir ke arah luar. Fluks energi keluar yang meninggalkan lapisan mana pun di dalam bintang akan secara persis menyamai fluks yang masuk dari bawahnya.[204]
Zona radiasi adalah wilayah di bagian dalam bintang di mana fluks energi ke arah luar bergantung pada perpindahan panas radiatif, mengingat perpindahan panas konvektif tidaklah efisien di zona tersebut. Di wilayah ini, plasma tidak akan terganggu, dan pergerakan massa apa pun akan mereda. Jika kondisinya tidak demikian, maka plasma menjadi tidak stabil dan konveksi akan terjadi, membentuk sebuah zona konveksi. Hal ini dapat terjadi, sebagai contoh, di wilayah yang memiliki fluks energi yang sangat tinggi, seperti di dekat inti atau di area dengan opasitas tinggi (yang membuat perpindahan panas radiatif menjadi tidak efisien) seperti pada selubung luar.[202]
Terjadinya konveksi di selubung luar dari sebuah bintang deret utama bergantung pada massa bintang tersebut. Bintang-bintang yang memiliki massa beberapa kali lipat massa Matahari memiliki zona konveksi jauh di dalam bagian interiornya dan zona radiatif di lapisan luarnya. Bintang-bintang yang lebih kecil seperti Matahari memiliki kondisi yang berkebalikan, dengan zona konvektif berada di lapisan luar.[205] Bintang katai merah dengan massa kurang dari 0.4 M☉ bersifat konvektif di seluruh bagiannya, yang mencegah terjadinya akumulasi inti helium.[87] Bagi sebagian besar bintang, zona konvektifnya akan bervariasi seiring bertambahnya usia bintang dan berubahnya konstitusi di bagian dalam.[202]
Fotosfer adalah bagian dari bintang yang dapat dilihat oleh pengamat. Ini merupakan lapisan di mana plasma bintang menjadi transparan terhadap foton cahaya. Dari titik ini, energi yang dihasilkan di inti menjadi bebas untuk merambat ke luar angkasa. Di dalam fotosfer inilah bintik matahari, yakni wilayah dengan suhu lebih rendah dari rata-rata, muncul.[206]
Di atas tingkat fotosfer terdapat atmosfer bintang. Pada sebuah bintang deret utama seperti Matahari, tingkat atmosfer terendah, tepat di atas fotosfer, adalah wilayah kromosfer tipis, tempat munculnya spikula dan bermulanya suar bintang. Di atasnya terdapat wilayah transisi, di mana suhunya meningkat dengan cepat dalam jarak hanya 100 km (62 mi). Di luar lapisan ini terdapat korona, sebuah volume plasma superpanas yang dapat membentang ke luar hingga jutaan kilometer.[207] Keberadaan korona tampaknya bergantung pada zona konvektif di lapisan-lapisan luar bintang tersebut.[205] Terlepas dari suhunya yang tinggi, korona memancarkan sangat sedikit cahaya, dikarenakan kepadatan gasnya yang rendah.[208] Wilayah korona pada Matahari biasanya hanya terlihat selama terjadinya gerhana matahari.
Dari korona, sebuah angin bintang berupa partikel-partikel plasma mengembang ke luar dari bintang, hingga berinteraksi dengan medium antarbintang. Bagi Matahari, pengaruh angin suryanya membentang di seluruh wilayah berbentuk gelembung yang disebut heliosfer.[209]
Ketika inti-inti atom berfusi, massa produk hasil fusinya lebih kecil daripada massa bagian-bagian aslinya. Massa yang hilang ini diubah menjadi energi elektromagnetik, berdasarkan hubungan kesetaraan massa-energi .[210] Berbagai macam reaksi fusi nuklir terjadi di dalam inti bintang, yang bergantung pada massa dan komposisinya.
Proses fusi hidrogen sangat peka terhadap suhu, sehingga peningkatan suhu inti yang sedang saja akan menghasilkan peningkatan laju fusi yang signifikan. Akibatnya, suhu inti dari bintang-bintang deret utama hanya bervariasi dari 4 juta kelvin untuk bintang kecil kelas M hingga 40 juta kelvin untuk bintang masif kelas O.[173]
Di dalam Matahari, yang memiliki inti bersuhu 16 juta kelvin, hidrogen berfusi membentuk helium dalam reaksi rantai proton–proton:[211]
Terdapat beberapa jalur lain, di mana 3He dan 4He bergabung membentuk 7Be, yang pada akhirnya (dengan tambahan proton lain) menghasilkan dua 4He, sehingga ada penambahan bersih satu atom.
Semua reaksi ini berujung pada reaksi keseluruhan:
di mana γ adalah foton sinar gama, νe adalah neutrino, serta H dan He masing-masing adalah isotop hidrogen dan helium. Energi yang dilepaskan oleh reaksi ini berada dalam kisaran jutaan elektronvolt. Setiap reaksi tunggal hanya menghasilkan sejumlah kecil energi, namun dikarenakan sangat banyaknya reaksi yang terjadi secara terus-menerus ini, reaksi-reaksi tersebut menghasilkan seluruh energi yang dibutuhkan untuk menopang keluaran radiasi bintang tersebut. Sebagai perbandingan, pembakaran dua molekul gas hidrogen dengan satu molekul gas oksigen hanya melepaskan energi sebesar 5,7 eV.
Pada bintang-bintang yang lebih masif, helium dihasilkan dalam sebuah siklus reaksi yang dikatalisis oleh karbon, yang disebut siklus karbon-nitrogen-oksigen.[211]
Pada bintang yang telah berevolusi dengan suhu inti mencapai 100 juta kelvin dan massa antara 0,5 hingga 10 M☉, helium dapat diubah menjadi karbon melalui proses tripel-alfa yang menggunakan unsur perantara berilium:[211]
Dengan reaksi keseluruhan berupa:
Pada bintang-bintang masif, unsur-unsur yang lebih berat dapat dibakar di dalam inti yang mengerut melalui proses pembakaran neon dan proses pembakaran oksigen. Tahap akhir dari proses nukleosintesis bintang ini adalah proses pembakaran silikon yang berujung pada dihasilkannya isotop stabil besi-56.[211] Fusi apa pun lebih lanjut akan menjadi proses endotermik yang menyerap energi, sehingga energi lebih lanjut hanya dapat diproduksi melalui keruntuhan gravitasi.
| Bahan bakar |
Suhu (juta kelvin) |
Massa jenis (kg/cm3) |
Durasi pembakaran (τ dalam tahun) |
|---|---|---|---|
| H | 37 | 0,0045 | 8,1 juta |
| He | 188 | 0,97 | 1,2 juta |
| C | 870 | 170 | 976 |
| Ne | 1.570 | 3.100 | 0,6 |
| O | 1.980 | 5.550 | 1,25 |
| S/Si | 3.340 | 33.400 | [convert: unit tak dikenal] (~11,5 hari) |
