Ensiklopedia tentang bintang

Stars are celestial bodies that emit light caused by nuclear fusion reactions that produce energy in their core. [1] It should be noted that 'pseudo stars' are not stars, but planets that reflect light from other stars and appear to glow in the sky like a star. According to astronomy , the definition of a star is: All massive objects (masses between 0.08 and 200 solar masses ) that are currently and have ever produced energy through nuclear fusion reactions . Therefore, white dwarfs and neutron stars that are no longer producing energy are still called stars. The closest star to Earth is the Sun at a distance of about 149,680,000 kilometers, followed by Proxima Centauri in the constellation Sentaurus , about four light years away . The stars have become a part of every culture. The stars were used in religious practices, in navigation , and in farming . The Gregorian calendar , used in almost all parts of the world, is a solar calendar , basing itself on the position of the Earth relative to the nearest star, the Sun. Early astronomers such as Tycho Brahe were able to identify 'new stars' in the sky (later called novae ) indicating that the sky is impermanent. In 1584 Giordano Bruno proposed that the stars were actually other suns, and might have planets like Earth in their orbits, [2] an idea that had been proposed earlier by ancient Greek philosophers such as Democritus and Epicurus . [3]In the following century, the idea that a star was a distant Sun gained agreement among astronomers. To explain why these stars did not exert a gravitational pull on the solar system, Isaac Newton proposed that the stars were spread evenly throughout the sky, an idea that originated with theologian Richard Bentley . [4] The Italian astronomer Geminiano Montanari recorded a change in the luminosity of the star Algol in 1667. Edmond Halley published the first measurements of the motion of a pair of close "fixed" stars, showing that they had changed positions since the measurements made by Ptolemaeus and Hipparchus . Direct measurements of the distance to the star 61 Cygni were made in 1838 by Friedrich Bessel using the parallax technique . William Herschel was the first astronomer to try to determine the distribution of stars in the sky. During the 1780s he conducted enumerations in about 600 different regions of the sky. He then concluded that the number of stars was increasing steadily towards a certain direction in the sky, namely the center of the Milky Way galaxy . His son John Herschel repeated the same work in the Southern Hemisphere and found the same results. [5] In addition William Herschel also discovered that some star pairs are not stars that coincidentally lie in one line of sight, but that they do physically pair up to form a double star system . The idea of constellations has been known since Babylonian times . The ancient sky watchers imagined certain patterns formed by the constellations of prominent stars, and associated them in certain ways from their nature or mythology. Twelve of these arrangements lie on the ecliptic and form the basis for astrology . [6] Many prominent individual stars are also given separate names, particularly with Arabic or Latin names . Like certain constellations and the sun, some stars also have their own mythology . [7] To the ancient Greeks , some of the "stars", known as planets ( Greek : [ planētēs ], wanderer ), represented their various important gods from which the planets Mercury , Venus , Mars , Jupiter and Saturn were named . [7] Uranus and Neptune were also Greek gods and Roman , but not known in ancient times because of its dim light. The second name was given by later astronomers. Around 1600, the name constellations were used to name the stars in their celestial region. German astronomer Johann Bayer created a series of star charts using Greek letters as names for the stars in each constellation. After that a numbering system based on the right ascension of stars was created by John Flamsteed and added to the star catalog in his book "Historia coelestis Britannica" (1712 edition). This numbering system would later become known as Flamsteed Naming or Flamsteed Numbering . [8] [9] The only internationally recognized authority on naming celestial bodies is the International Astronomical Union ( IAU). [10] There are a number of private companies selling star names, which the British Library says are unregulated commercial enterprises . [11] [12] However the IAU has cut ties with this commercial practice, and these names are not recognized and are not used by the IAU. [13] One such naming company is the International Star Registry(ISR) which in the 1980s was accused of fraudulent practices for making it look as if the names they gave were official. These discontinued ISR practices were informally labeled as fraud and fraud, [14] [15] [16] [17] and the New York City Department of Consumer Affairs issued a warning to ISR for misleading trade practices. [18] [19] The energy produced by stars from nuclear fusion radiates into space in the form of electromagnetic radiation and particle radiation . The particle radiation emitted by stars manifests in the form of stellar winds , [20] which transport free protons , electrically charged alpha particles, and beta particles from the star's outer layers. There is also a steady stream of neutrinos emanating from the star's core, even though these neutrinos are nearly massless. Stars shine so brightly as a result of energy production at their core, which combines two or more atomic nuclei to form a single atomic nucleus of heavier elements and release gamma-ray photons in the process. Once this energy reaches the outer layers of the star, it is converted into other forms as lower frequency electromagnetic energy, such as visible light . The color of a star, which is determined by the frequency of light, appears to be the strongest, depending on the temperature of the star's outer layers, including its photosphere . [21] In addition to visible light, stars also emit other invisible forms of electromagnetic radiation . Actually stellar electromagnetic radiation covers the entire electromagnetic spectrum , from the longest wavelengths , namely radio waves , to infrared , visible light, ultraviolet light , to X-rays and gamma rays.which has the shortest wavelength. When viewed from the overall amount of energy emitted by a star, not all components of a star's electromagnetic radiation are significant, but all of these frequencies give us insight into the stellar physics. Using stellar spectra , astronomers can determine the surface temperature, surface gravity , metallicity, and rotational speed of a star. If the distance of a star is known, for example by measuring its parallax, then its luminosity can be calculated. Mass, radius, surface gravity and rotation period can be estimated based on the star model. (The masses of stars in binary systems can be calculated by measuring their orbital distances and velocities. The gravitational micro-lens effect is used to measure the mass of single stars. [22] ) Using these parameters, astronomers can also estimate the age of a star. [23] Luminosity Edit A star's luminosity is the amount of light and other forms of radiant energy emitted by a star per unit time. The luminosity of a star is measured in units of power ( watts ). The luminosity of a star is determined by the size of its radius and its surface temperature. Assuming that a star is a perfect black body , its luminosity is: {\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T_{e}^{4}}{\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T_{e}^{4}} where L is the luminosity, is the Stefan-Boltzmann constant, R is the radius of the star and Te is the effective temperature of the star. If the distance of a star can be known, for example by using the parallax method, the luminosity of a star can be determined by the relationship {\displaystyle E={\frac {L}{4\pi d^{2}}}}{\displaystyle E={\frac {L}{4\pi d^{2}}}} where E is the emission flux, L is the luminosity and d is the distance from the star to the observer. However, many stars emit light with a flux (amount of energy emitted per unit area) that is not uniform across their surface. The very fast rotating star Vega , for example, has a higher energy flux at its poles than its equator. [24] Spots on a star's surface that have a lower-than-average temperature and luminosity are called starspots . Small dwarf stars, such as our sun, generally have a fairly smooth surface with only a few stellar spots. Larger giant stars have larger and more visible star spots, [25]and these stars also exhibit stronger darkening of the periphery. Peripheral darkening is a decrease in the brightness of a star's disk as it approaches its periphery. [26] Red dwarf flare stars such as UV Ceti can have prominent star spots on their surface. [27] Magnitude Edit Main articles: Apparent magnitude and Absolute magnitude The brightness of the visible light from a star is called the apparent magnitude, which is the brightness of a star which is a function of the luminosity of the star, the distance from Earth and the change in its light as it passes through the Earth's atmosphere. Absolute magnitude or intrinsic magnitude is the apparent magnitude of a star if the distance between Earth and the star is 10 parsecs (32.6 light years), so it is directly related to the luminosity of the star and represents the true brightness of the star. Both the apparent magnitude and absolute magnitude scales are logarithmic units where a difference of one magnitude equals a difference in brightness of about 2.5 times [29] (root to the power of 5 of 100, or close to 2.512). This means that a star with a magnitude of +1 is approximately 2.5 times brighter than a star with a magnitude of +2, and approximately 100 times brighter than a star of a magnitude of +6. The faintest star visible to the naked eye under good viewing conditions is a star with a magnitude value of approximately +6. On the apparent and visible magnitude scales, the smaller the magnitude value, the brighter the star will be; the larger the magnitude value, the fainter it will be. The brightest stars on both scales have negative magnitude values. The difference in brightness (Δ L ) between two stars is calculated by subtracting the magnitude value of the brighter star ( m b ) from the magnitude value of the fainter star ( m f ), then using the difference as an exponent for the base number 2.512. It can also be written with the following equation: {\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }}{\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }} {\displaystyle 2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}}{\displaystyle 2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}} Although both depend on the luminosity and distance of the star from Earth, the absolute magnitude of a star ( M ) is not the same as its apparent magnitude ( m ). [29] For example, the bright star Sirius has an apparent magnitude of 1.44, having an absolute magnitude of +1.41. The sun has an apparent magnitude of 26.7, but its absolute magnitude is only +4.83. Sirius, the brightest star in the night sky, is about 23 times brighter than the sun, while Canopus , the second brightest star in the night sky with an absolute magnitude of 5.53, is about 14,000 times brighter than the sun. Although Canopus is much brighter than Sirius, Sirius looks brighter than Canopus. This is because Sirius is only 8.6 light years from Earth, while Canopus is much further away at 310 light years. Based on 2006 data, the star with the highest known absolute magnitude is LBV 1806-20 , with a magnitude value of 14.2. This star is at least 5,000,000 times brighter than the sun. [30] The stars with the lowest luminosity known today are in the cluster NGC 6397 . The faintest red dwarf in the cluster has a magnitude of 26, while a white dwarf with a magnitude of 28 was also found. These faint stars are so faint that they glow like the light of a birthday candle on the moon when viewed from Earth. [31] Most star parameters are expressed in SI units , but the cgs unit is sometimes used (eg luminosity is expressed in ergs per second). The use of the cgs unit is more of a tradition than a convention. However, in practice , the mass , luminosity and radii of stars are often expressed in units of the sun, considering that the sun is the most studied star and its physical parameters are known. For the sun, the following parameters are known: sun mass : M = 1.9891 × 10 30 kg [32] solar luminosity : L = 3.827 × 10 26 watts [32] sun radius R = 6.960 × 10 8 m [33] Very large lengths, such as the length of the semi-major axis of the orbits of multiple stellar systems, are often expressed in astronomical units ( AU = astronomical units ), i.e. the average distance between the earth and the sun. Almost everything about a star is affected by its initial mass, including important properties such as size and luminosity, as well as its evolution, age and final state. Because of their great distance from the earth, all the stars except the sun are visible only as shining points in the night sky when viewed with the naked eye, and twinkling due to the effects of the earth's atmosphere. The sun is also a star, but it is close enough to the earth that it looks like a disk in the sky and is able to illuminate the earth. Apart from the sun, the star with the largest visible size is R Doradus , which is only 0.057 arcseconds . [34] The disks of most stars are too small in angular diameter to be observed with today's optical telescopes on Earth, so an interferometer telescope is needed to produce an image of a star. Another technique for measuring the angular diameter of a star is through occultation . By precisely measuring the decrease in brightness of a star during an occultation with the moon (or the increase in brightness when the star reappears), the angular diameter of the star can be calculated. [35] Stars vary in size from neutron stars , which are only between 20 and 40 km in diameter, to supergiant stars such as Betelgeuse in the constellation Orion , which are about 650 times the diameter of the sun or about 900 million km. But Betelgeuse has a much lower density than the sun . [36] Kinematics Edit Main article: Star kinematics Pleiades , an open cluster in the constellation Taurus . These stars move together in space. [37] NASA Photos The relative motion of a star with respect to the sun can provide important information about the origin and age of the star, as well as about the structure and evolution of the surrounding galaxies. The components of a star's motion consist of its radial velocity toward or away from the sun, and its transverse displacement, which is known as self-motion . The radial velocity of a star is measured by the Doppler shift in its spectral lines and is expressed in kilometers per second . The motion of a star is determined by precise astronomical measurements in milli arcseconds per year. By determining the parallax of a star, the motion itself can then be converted into units of velocity. Stars with high velocities are most likely close to the sun, making them suitable for measuring parallax. [38] When the velocities of these two motions are known the space velocity of the star relative to the sun or the Milky Way can be calculated. Among the stars around us, it is known that the younger population I stars usually have a lower velocity than the older population II stars. Population II stars have elliptical orbits that are inclined to the plane of the Milky Way galaxy. [39] Comparison of the kinematics of various stars in the vicinity of the sun also led to the discovery of stellar assemblages that are most likely clusters of stars with the same origin in a giant molecular cloud. [40] Chemical composition Edit See also: Metallicity When formed, the stars in the Milky Way galaxy were composed of about 71% hydrogen and 27% helium, [41] with the remainder slightly heavier elements. Usually the portion of heavy elements is known by measuring the amount of iron charge contained in a star's atmosphere, because iron is a common element and its absorption spectrum lines are relatively easy to calculate. Because the molecular clouds in which stars form are continuously enriched with heavier elements, measurements of a star's chemical composition can be used to determine its age. [42] The proportion of heavier elements can also be used as an indication of whether a star has a planetary system or not. [43] The star with the lowest iron content ever measured is the dwarf star HE1327-2326 , with an iron content of only 1/200.000 of the sun's iron content. [44] In contrast, the metal-rich star Leonis , has nearly twice that of the sun, while the planetary star 14 Herculis , has nearly three times that of the sun. [45] There are also stars of odd chemical composition , indicating an extraordinary abundance of certain elements in their spectrum; particularly chromium and rare earth metals . [46] Mass One of the most massive stars known is Eta Carinae . [47] With masses up to 100–150 times that of the sun, this star also has a lifespan of only a few million years. Research on the Arches cluster shows that the maximum limit for the mass of stars in the current era of the universe is 150 times the mass of the sun. [48] The reason for this limit is not exactly known, but is partly due to Eddington's luminosity , ie the maximum amount of luminosity that can pass through a star's atmosphere without hurling gas into space. However, a star named R136a1 in the star cluster RMC136a, measured to have a mass of 265 times the mass of the sun, puts this limit into question. [49] A study showed that stars in the R136 star cluster with a mass greater than 150 times the mass of the sun were formed as a result of the collision and merging of massive stars from several adjacent binary systems ; so that the stars are able to pass the limit of 150 times the mass of the sun. [50] The 1999 NGC nebula is illuminated by V380 Orionis (center), a variable star with a mass about 3.5 times the mass of the sun. The black part of the sky was a huge hole of empty space instead of a dark nebula as previously thought. NASA image The first stars to form after the Big Bang were likely larger than they are today, reaching up to 300 times the mass of the sun or more, [51] due to the absence of elements heavier than lithium . However, this generation of massive population III stars is long extinct and exists only theoretically. With a mass of only 93 times the mass of Jupiter , AB Doradus C , a companion star of AB Doradus A , is the smallest known star still undergoing nuclear fusion in its core. [52] For a star with a metallicity similar to that of the sun, the theoretical minimum mass that a star can have, but still be capable of nuclear fusion at its core, is estimated to be about 75 times the mass of Jupiter. [53] [54] However, if a star's metallicity is very low, its minimum mass is about 8.3% of the mass of the sun or about 87 times the mass of Jupiter, according to recent studies of the faintest stars. [54] [55] Even smaller stars are called brown dwarfs, which occupies an undetermined gray area between stars and gas giants . The surface gravity of a star is determined by its diameter and mass. Giant stars have much lower surface gravity than main sequence stars, while the opposite is true for compact stars such as white dwarfs. Surface gravity affects the spectral appearance of a star, with higher gravity causing widening of the absorption lines . [56] magnetic field Edit Main article: Magnetic field of stars The surface magnetic field of SU Aur (a young star of the type T Tauri ), image produced by Zeeman-Doppler pencitraan imaging The magnetic field of a star is generated in the interior of the star where convection circulation occurs. This movement of conductive plasma functions like a dynamo , generating a magnetic field that covers the entire star. The strength of a star's magnetic field depends on its mass and content, and the amount of magnetic activity on the star's surface depends on the star's rotational speed. This surface activity produces stellar spots , which are regions of the star's surface with a strong magnetic field but at a much lower temperature than other surface regions. The coronal curvature is a magnetic field that bends and reaches deep into the corona from the active region of the star. Star burstare bursts of high-energy particles emitted by the same magnetic activity.. [57] Young stars that rotate quickly tend to have high levels of surface activity due to the influence of their magnetic fields. This magnetic field can also affect the stellar wind , which acts like a brake and slowly slows the rate of stellar rotation as a star ages. Therefore, older stars, such as the sun, have lower rotation rates and lower surface activity. The surface activity of stars with slow rotational rates tends to be cyclical, and sometimes non-existent for a period of time.During the Maunder minimum , for example, the sun showed almost no sunspot activity for 70 years. Terjemahan: Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya yang disebabkan oleh reaksi fusi nuklir yang menghasilkan energi yang terjadi intinya.[1] Perlu diperhatikan bahwa 'bintang semu' bukanlah bintang, tetapi planet yang memantulkan cahaya dari bintang lain dan terlihat bercahaya di langit seperti sebuah bintang. Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya yang disebabkan oleh reaksi fusi nuklir yang menghasilkan energi yang terjadi intinya.[1] 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: 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 Sunting Bintang-bintang telah menjadi bagian dari setiap kebudayaan. Bintang-bintang digunakan dalam praktik-praktik keagamaan, dalam navigasi, dan bercocok tanam. Kalender Gregorian, yang digunakan hampir di semua bagian dunia, adalah kalender Matahari, mendasarkan diri pada posisi Bumi relatif terhadap bintang terdekat, Matahari. Astronom-astronom awal seperti Tycho Brahe berhasil mengenali ‘bintang-bintang baru’ di langit (kemudian dinamakan novae) menunjukkan bahwa langit tidaklah kekal. Pada 1584 Giordano Bruno mengusulkan bahwa bintang-bintang sebenarnya adalah Matahari-matahari lain, dan mungkin saja memiliki planet-planet seperti Bumi di dalam orbitnya,[2] ide yang telah diusulkan sebelumnya oleh filsuf-filsuf Yunani kuno seperti Democritus dan Epicurus.[3] Pada abad berikutnya, ide bahwa bintang adalah Matahari yang jauh mendapat kesepakatan di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang ini tidak memberikan tarikan gravitasi pada tata surya, Isaac Newton mengusulkan bahwa bintang-bintang tersebar secara merata di seluruh langit, sebuah gagasan yang berasal dari teolog Richard Bentley.[4] 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.[5] Selain itu William Herschel juga menemukan bahwa beberapa pasangan bintang bukanlah bintang-bintang yang secara kebetulan berada dalam satu arah garis pandang, melainkan mereka memang secara fisik berpasangan membentuk sistem bintang ganda. Penamaan Sunting Artikel utama: Penamaan bintang, Konvensi penamaan bintang, dan 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.[6] Banyak pula bintang-bintang individu yang menonjol diberi nama tersendiri, khususnya dengan penamaan Arab atau Latin. Sebagaimana beberapa rasi bintang tertentu dan matahari, beberapa bintang juga memiliki mitologinya sendiri.[7] Bagi orang Yunani kuno, beberapa "bintang", yang dikenal sebagai planet (bahasa Yunani: πλανήτης [planētēs], pengembara), mewakili berbagai dewa penting mereka yang menjadi sumber nama bagi planet Merkurius, Venus, Mars, Jupiter dan Saturnus.[7] Uranus dan Neptunus juga adalah dewa-dewa Yunani dan Romawi, tetapi belum dikenal pada masa kuno karena sinarnya yang redup. Nama keduanya diberikan oleh para astronom berikutnya. Kira-kira tahun 1600, nama rasi bintang digunakan untuk menamakan bintang-bintang dalam wilayah langitnya. Astronom Jerman Johann Bayer menciptakan serangkaian peta bintang yang menggunakan huruf Yunani sebagai nama bagi bintang-bintang pada tiap rasi bintang. Setelah itu 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.[8][9] Satu-satunya otoritas yang diakui secara internasional dalam penamaan benda angkasa adalah Persatuan Astronomi Internasional (International Astronomical Union, IAU).[10] Terdapat sejumlah perusahaan swasta yang menjual nama-nama bintang, yang menurut Perpustakaan Britania merupakan perusahaan komersial tak teregulasi.[11][12] Namun IAU telah memutuskan hubungan dengan praktik komersial ini, dan nama-nama tersebut tidak diakui dan tidak dipergunakan oleh IAU.[13] Salah satu perusahaan penamaan yang demikian 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,[14][15][16][17] dan Departemen Urusan Konsumen Kota New York menerbitkan sebuah peringatan bagi ISR karena melakukan praktik dagang yang menyesatkan.[18][19] Radiasi Sunting 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,[20] yang mengalirkan proton bebas, partikel alfa bermuatan listrik, dan partikel beta dari lapisan luar bintang. Terdapat juga aliran tetap neutrino yang berasal dari inti bintang, walaupun neutrino-neutrino ini hampir tidak bermassa. Bintang bersinar sangat terang akibat produksi energi pada intinya, yang menggabungkan dua atau lebih inti atom dan membentuk inti atom tunggal unsur yang lebih berat serta melepaskan foton sinar gama dalam prosesnya. Begitu energi ini mencapai lapisan luar bintang, energi ini diubah ke dalam bentuk lain sebagai energi elektromagnetik yang berfrekuensi lebih rendah, misalnya cahaya tampak. Warna bintang, yang ditentukan oleh frekuensi cahaya tampaknya yang paling kuat, tergantung pada suhu lapisan luar bintang, termasuk fotosfernya.[21] Selain cahaya tampak, bintang juga memancarkan bentuk-bentuk lain radiasi elektromagnetik yang tidak kasatmata. Sebenarnya radiasi elektromagnetik bintang meliputi keseluruhan spektrum elektromagnetik, dari yang panjang gelombangnya terpanjang yaitu gelombang radio, ke inframerah, cahaya tampak, ultraungu, hingga sinar X dan sinar gama yang panjang gelombangnya paling pendek. Jika dilihat dari jumlah keseluruhan energi yang dipancarkan oleh sebuah bintang, tidak semua komponen radiasi elektromagnetik bintang memiliki jumlah yang signifikan, tetapi seluruh frekuensi tersebut memberikan kita wawasan tentang fisik bintang. Dengan menggunakan spektrum bintang, astronom dapat menentukan suhu permukaan, gravitasi permukaan, metalisitas, dan kecepatan rotasi sebuah bintang. Jika jarak sebuah bintang diketahui, misalnya dengan mengukur paralaksnya, maka luminositasnya dapat dihitung. Massa, jari-jari, gravitasi permukaan dan periode rotasi dapat diperkirakan dengan berdasarkan model bintang. (Massa bintang-bintang dalam sistem biner dapat dihitung dengan mengukur jarak dan kecepatan orbitnya. Efek lensa-mikro gravitasi dipergunakan untuk mengukur massa bintang tunggal.[22]) Dengan menggunakan parameter-parameter ini, astronom juga dapat memperkirakan umur sebuah bintang.[23] Luminositas Sunting 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: {\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T_{e}^{4}}{\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T_{e}^{4}} di mana L adalah luminositas, σ adalah tetapan Stefan-Boltzmann, R adalah jari-jari bintang dan Te adalah temperatur efektif bintang. Jika jarak bintang dapat diketahui, misalnya dengan menggunakan metode paralaks, luminositas sebuah bintang dapat ditentukan melalui hubungan {\displaystyle E={\frac {L}{4\pi d^{2}}}}{\displaystyle E={\frac {L}{4\pi d^{2}}}} 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.[24] 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, [25] dan bintang-bintang ini juga menunjukkan penggelapan pinggiran yang lebih kuat. Penggelapan pinggiran adalah penurunan tingkat kecerahan cahaya pada cakram bintang mendekati daerah pinggirannya.[26] Bintang-bintang suar katai merah seperti UV Ceti dapat memiliki bintik bintang yang menonjol di permukaannya.[27] Magnitudo Sunting Artikel utama: Magnitudo semu dan Magnitudo mutlak Terangnya cahaya yang tampak dari sebuah bintang disebut dengan istilah magnitudo semu, yaitu terangnya sebuah bintang yang merupakan fungsi dari luminositas bintang, jarak dari bumi dan perubahan cahayanya saat melintasi atmosfer bumi. Magnitudo mutlak atau magnitudo intrinsik adalah magnitudo semu sebuah bintang jika jarak antara bumi dengan bintang tersebut adalah 10 parsec (32,6 tahun cahaya), sehingga berhubungan langsung dengan luminositas bintang dan menyatakan kecerahan bintang yang sebenarnya. Jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudo: Magnitudo semu Jumlah bintang[28] 0 4 1 15 2 48 3 171 4 513 5 1.602 6 4.800 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 kali[29] (akar pangkat 5 dari 100, atau mendekati 2,512). Hal ini berarti bintang dengan nilai magnitudo +1 kira-kira 2,5 kali lebih terang daripada bintang dengan nilai magnitudo +2, dan kira-kira 100 kali lebih terang daripada bintang dengan nilai magnitudo +6. Bintang teredup yang dapat dilihat mata telanjang dalam kondisi pengamatan yang baik adalah bintang dengan nilai magnitudo kira-kira +6. Dalam skala magnitudo semu maupun magnitudo tampak, semakin kecil nilai magnitudonya maka semakin terang pula bintang tersebut; semakin besar nilai magnitudonya, semakin redup. Bintang-bintang paling terang pada kedua skala tersebut memiliki nilai magnitudo yang negatif. Perbedaan terang cahaya (ΔL) antara dua bintang dihitung dengan mengurangkan nilai magnitudo bintang yang lebih terang (mb) dari nilai magnitudo bintang yang lebih redup (mf), lalu menggunakan selisihnya sebagai eksponen untuk bilangan pokok 2,512. Dapat juga ditulis dengan persamaan berikut: {\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }}{\displaystyle \Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }} {\displaystyle 2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}}{\displaystyle 2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}} Walau keduanya bergantung pada luminositas dan jarak bintang dari bumi, magnitudo mutlak sebuah bintang (M) tidaklah sama dengan magnitudo semunya (m).[29] Sebagai contoh, bintang Sirius yang terang memiliki nilai magnitudo semu −1,44, memiliki nilai magnitudo mutlak +1,41. Matahari memiliki nilai magnitudo semu −26,7, tetapi magnitudo mutlaknya hanyalah +4,83. Sirius, bintang paling cemerlang di langit malam, kira-kira 23 kali lebih terang dari matahari, 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.[30] 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.[31] Satuan pengukuran Sunting 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⊙ = 1.9891 × 1030 kg[32] luminositas matahari: L⊙ = 3.827 × 1026 watt[32] radius matahari R⊙ = 6.960 × 108 m[33] 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 Sunting 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. Karena jaraknya yang sangat jauh dari bumi, semua bintang kecuali matahari terlihat hanya seperti titik yang bersinar di langit malam jika dilihat dengan mata telanjang, dan berkelip akibat efek dari atmosfer bumi. Matahari juga adalah sebuah bintang, tetapi berjarak cukup dekat dengan bumi sehingga terlihat seperti cakram di langit serta mampu menerangi bumi. Selain matahari, bintang dengan ukuran tampak terbesar adalah R Doradus, yang itu pun hanya 0,057 detik busur.[34] Cakram sebagian besar bintang terlalu kecil diameter sudutnya untuk dapat diamati dengan teleskop optis bumi yang ada saat ini, sehingga dibutuhkan teleskop interferometer untuk menghasilkan citra sebuah bintang. Teknik lain untuk mengukur diameter sudut bintang adalah lewat okultasi. Dengan mengukur secara tepat penurunan terang cahaya sebuah bintang saat terjadi okultasi dengan bulan (atau peningkatan terang cahaya bintang saat bintang tersebut muncul kembali), diameter sudut bintang tersebut dapat dihitung.[35] Ukuran bintang sangat beragam, mulai dari bintang neutron, yang hanya berdiameter antara 20 sampai 40 km, hingga bintang maharaksasa seperti Betelgeuse di rasi bintang Orion, yang berdiameter sekitar 650 kali diameter matahari atau sekitar 900 juta km. Namun Betelgeuse memiliki kepadatan yang jauh lebih rendah dari matahari.[36] Kinematika Sunting Artikel utama: Kinematika bintang Pleiades, sebuah gugus terbuka di rasi bintang Taurus. Bintang-bintang ini bergerak bersama di angkasa.[37] 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 radialnya menuju atau menjauhi matahari, dan pergeseran melintangnya yang disebut gerak diri. Kecepatan radial sebuah bintang diukur lewat pergeseran doppler pada garis spektrumnya dan dinyatakan dalam satuan kilometer per detik. Gerak diri sebuah bintang ditentukan lewat pengukuran astronomis yang teliti dalam satuan milidetik busur per tahun. Dengan menentukan paralaks sebuah bintang, gerak diri dapat kemudian dikonversikan ke dalam satuan kecepatan. Bintang dengan kecepatan gerak diri yang tinggi kemungkinan besar berjarak dekat dengan matahari, sehingga cocok untuk diukur paralaksnya.[38] Saat kecepatan kedua gerak tersebut diketahui kecepatan ruang bintang relatif terhadap matahari atau Bima Sakti dapat dihitung. Di antara bintang-bintang sekitar kita, diketahui bahwa bintang-bintang populasi I yang lebih muda biasanya memiliki kecepatan yang lebih rendah dibandingkan bintang-bintang populasi II yang lebih tua. Bintang populasi II memiliki orbit elips yang terinklinasi terhadap bidang galaksi Bima Sakti.[39] 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.[40] Komposisi kimia Sunting Lihat pula: Metalisitas Saat terbentuk, bintang-bintang di galaksi Bima Sakti massanya terdiri dari sekitar 71% hidrogen dan 27% helium,[41] dan sisanya sedikit unsur-unsur yang lebih berat. Biasanya porsi unsur-unsur berat diketahui dengan mengukur jumlah muatan besi yang terkandung dalam atmosfer bintang, sebab besi adalah unsur yang umum dan garis spektrum serapannya relatif mudah untuk dihitung. Karena awan molekul tempat bintang terbentuk terus menerus diperkaya dengan unsur-unsur yang lebih berat, pengukuran terhadap komposisi kimia sebuah bintang dapat digunakan untuk menentukan umurnya.[42] Porsi unsur-unsur yang lebih berat juga dapat dijadikan sebagai petunjuk apakah sebuah bintang memiliki sistem planet atau tidak.[43] Bintang dengan kandungan besi terendah yang pernah diukur adalah bintang katai HE1327-2326, dengan kandungan besi hanya 1/200.000 dari kandungan besi matahari.[44] Sebaliknya, bintang kaya logam μLeonis, memiliki kandungan yang hampir dua kali lipat milik matahari, sedang bintang berplanet 14 Herculis, memiliki kandungan yang hampir tiga kali lipat milik matahari.[45] Ada juga bintang yang komposisi kimianya ganjil, yang menunjukkan kelimpahan luar biasa unsur-unsur tertentu dalam spektrumnya; khususnya krom dan logam tanah jarang.[46] Massa Sunting Artikel utama: Massa bintang Salah satu bintang paling masif yang diketahui adalah Eta Carinae.[47] Dengan massa hingga 100–150 kali massa matahari, bintang ini pun memiliki jangka hidup yang hanya beberapa juta tahun. Penelitian terhadap gugus Arches menunjukkan bahwa batas tertinggi massa bintang dalam era sekarang alam semesta adalah 150 kali massa matahari.[48] Alasan untuk batas ini belum diketahui secara pasti, tetapi sebagiannya disebabkan oleh luminositas Eddington, yaitu jumlah maksimal luminositas yang dapat melewati atmosfer bintang tanpa harus melontarkan gas ke ruang angkasa. Namun, sebuah bintang bernama R136a1 dalam gugus bintang RMC136a, diukur memiliki massa 265 kali massa matahari, membuat batas tersebut dipertanyakan.[49] Sebuah penelitian menunjukkan bahwa bintang-bintang dalam gugus bintang R136 yang bermassa lebih besar dari 150 kali massa matahari terbentuk akibat tabrakan dan penggabungan bintang-bintang masif dari beberapa sistem biner yang berdekatan; sehingga bintang-bintang tersebut mampu melewati batas 150 kali massa matahari.[50] Nebula NGC 1999 disinari dengan terang oleh V380 Orionis (tengah), sebuah bintang variabel dengan massa sekitar 3,5 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 kali massa matahari, bahkan lebih,[51] akibat tiadanya unsur yang lebih berat dari litium dalam kandungannya. Namun, generasi bintang-bintang populasi III yang masif ini sudah lama punah dan hanya ada secara teoretis. Dengan massa hanya 93 kali massa Jupiter, AB Doradus C, bintang teman AB Doradus A, merupakan bintang terkecil yang diketahui masih melakukan fusi nuklir dalam intinya.[52] Untuk bintang dengan metalisitas yang mirip dengan matahari, massa minimum teoretis yang dapat dimiliki bintang, tetapi masih tetap dapat melakukan fusi nuklir di intinya, diperkirakan adalah sekitar 75 kali massa Jupiter.[53][54] Namun jika metalisitas sebuah bintang sangat rendah, massa minimumnya adalah sekitar 8,3% dari massa matahari atau sekitar 87 kali massa Jupiter, berdasarkan penelitian terkini atas bintang-bintang paling redup.[54][55] 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.[56] Medan magnet Sunting Artikel utama: Medan magnet bintang Medan magnet permukaan SU Aur (sebuah bintang muda jenis 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 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..[57] 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.[58] Sepanjang masa minimum Maunder misalnya, matahari hampir tidak menunjukkan aktivitas bintik matahari selama 70 tahun.