BAB I

PENDAHULUAN

Bintang dilahirkan, tumbuh & mati krn tua, tdk ada bedanya dgn mahluk

hidup. Akan tetapi rentang hidupnya diukur dlm miliaran atau puluhan miliar tahun.

Bintang dilahirkan di Nebula, yaitu awan gas dan debu besar yg ada di ruang angkasa.

Mereka mulai bersinar ketika "tungku" pembakaran nuklir mulai menyala di

dalamnya.

Pembentukan bintang hanya terjadi pd daerah tertentu di Alam Semesta,

dikenal sbg AWAN MOLEKULER RAKSASA. Pada daerah tsb, gas & debu

antarbintang lbh padat dr biasanya. Tidak satupun org yg bnr2 tahu apa yg

mencetuskan KELAHIRAN BINTANG, tetapi boleh jd disebabkan krn terjadinya

shockwave (gelombang kejut) yg sangat besar & kuat yg dipancarkan oleh ledakan

bintang di dekatnya (SUPERNOVA). (Supernova: ledakan besar (Big Bang) yg

terjadi pd saat sebuah bintang maharaksasa menuju kematian). (Maharaksasa: sebuah

bintang yg sgt besar, ratusan kali lebih besar dr Matahari). 

Ketika bintang mencapai akhir hidup mereka, beberapa di antaranya

meninggalkan pentas bintang dgn "dentuman", sedangkan yg lainnya hanya dgn

"tangisan" kecil. Itu semuanya tergantung pd massanya. Bintang dgn massa yg relatif

rendah spt Matahari mengucapkan selamat tinggal dgn tangisan kecil & berakhir sbg

benda kecil yg sedikit lbh besar dr bumi.

Maharaksasa dengan rakus memakan bahan bakar nuklirnya, dan dlm

beberapa ribu tahun cahaya (hanya satu kedipan mata menurut mata kosmik) tdk ada

satupun yg tertinggal. Pd awalnya hanya inti, tetapi kemudian seluruh massa bintang

yg besar itu runtuh krn gravitasi. Keruntuhan ini terjadi sgt cepat & melepaskan

begitu banyak energi hingga menyebabkan ledakan sangat keras & bintang tsb hancur

berkeping2. Selama ledakan ini, yg disebut SUPERNOVA, bintang berkilau seperti

lampu sorot & dlm sesaat mjd lebih terang drpd kombinasi semua bintang di galaksi.

Materi yg terhembus ke angkasa akibat Supernova, membentuk awan, yg

mengembang dgn waktu. Banyak dr SISA SUPERNOVA (awan mengembang yg

dibentuk oleh materi yg terlontar pd ledakan Supernova) ini terlihat di angkasa. Bbrp

tahun belakangan ini, Teleskop Ruang Angkasa HUBBLE terus mengamati sisa

peninggalan yg terus berkembang dr Supernova yg terjadi pd tahun 1987 di galaksi

tetangga kita

Lahir kr2 4,6 miliar tahun yg lalu, Matahari saat ini berusia setengah baya krn

bintang seperti ini biasanya hidup selama kurang lebih 10 miliar tahun. Kemudian,

mereka akan mati.

Hal ini akan terjadi ketika bahan bakar Hidrogen pd intinya mulai habis. Maka

yg tertinggal hanyalah produk dr fusi, yaitu Helium. Dengan tidak adanya radiasi dr

fusi utk melawan gravitasi, gravitasi selanjutnya akan mengambil alih & membuat

intinya mulai runtuh. Keruntuhan ini akan melepaskan energi yg akan memanaskan

lapisan gas luar & membuatnya mengembang. Bintang ini akan mulai membengkak

hingga, biasanya, menjadi puluhan kali lbh besar ukuran awalnya. Bintang ini akan

mjd sesuatu yg para astronom namakan RAKSASA MERAH, disebabkan permukaan

luarnya yg dingin & memancarkan cahaya merah. (Raksasa Merah: bintang mati yg

telah mengembang jauh lebih besar dr ukuran awalnya serta memancarkan cahaya

merah).

Inti bintang terus menyusut & memanas. Pada suhu kr2 100 juta derajat, lebih

banyak reaksi fusi dipicu (kali ini antara nukleus Helium). Hal ini dpt memproduksi

karbon, dan melepaskan energi yg menjaga Raksasa Merah tetap bersinar. Tetapi pada

saatnya, Helium jg akan habis. Selanjutnya, gravitasi akan mengambil alih dan sang

Raksasa memulai keruntuhannya.

Akhirnya, gravitasi menghancurkan materi pd bintang mati shg partikel2 atom

dikumpulkan serta diikat dgn kuat bersama2. Bintang ini sekarang tdk lg sebuah

raksasa, tetapi merupakan BINTANG KERDIL PUTIH (Bintang Kerdil Putih:

bintang kecil, padat & panas, merepresentasikan tahap akhir dr kehidupan bintang... --

> Materi pd Bintang Kerdil Putih sedemikian padat shg 1 sendok teh beratnya dpt

mencapai bbrp ton)) dg diameter beberapa ribu mil. Pd tahap ini, ia masih panas &

bersinar terang. Tetapi dgn berjalannya waktu, ia menjadi dingin & meredup hingga

menjadi BINTANG KERDIL HITAM (Bintang Kerdil Hitam: sisa2 bintang (seperti

Matahari) yg sdh mati, kecil & berwarna hitam) dan pd akhirnya, menghilang dlm

kegelapan ruang angkasa.

Dalam makalah ini nanti akan kami uraikan asal usul terbentuknya atau

lahirnya bintang – bintang angkasa.

BAB II

PEMBAHASAN

Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya. Terdapat bintang

semu dan bintang nyata. Bintang semu adalah bintang yang tidak menghasilkan

cahaya sendiri, tetapi memantulkan cahaya yang diterima dari bintang lain. Bintang

nyata adalah bintang yang menghasilkan cahaya sendiri. Secara umum sebutan

bintang adalah objek luar angkasa yang menghasilkan cahaya sendiri (bintang

nyata).Menurut ilmu astronomi, definisi bintang adalah:

“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

memancarkan cahaya atau 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 Centaurus berjarak sekitar empat tahun cahaya.

A.Sejarah Pengamatan

Bintang-bintang telah menjadi bagian dari setiap kebudayaan. Bintang-

bintang digunakan dalam praktek-praktek 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,[1] ide yang telah diusulkan

sebelumnya oleh filsuf-filsuf Yunani kuno seperti Democritus dan Epicurus.[2]

Pada abad berikutnya, ide bahwa bintang adalah matahari yang jauh mencapai

konsensus di antara para astronom. Untuk menjelaskan mengapa bintang-bintang

ini tidak memberikan tarikan gravitasi pada tata surya, Isaac Newton mengusulkan

bahwa bintang-bintang terdistribusi secara merata di seluruh langit, sebuah ide

yang berasal dari teolog Richard Bentley.

Astronom Italia Geminiano Montanari merekam adanya perubahan

luminositas pada bintang Algol pada 1667. Edmond Halley menerbitkan

pengukuran pertama gerak diri dari sepasang bintang “tetap” dekat,

memperlihatkan bahwa mereka berubah posisi dari sejak pengukuran yang

dilakukan Ptolemaeus dan Hipparchus. Pengukuran langsung jarak bintang 61

Cygni dilakukan pada 1838 oleh Friedrich Bessel menggunakan teknik paralaks.

William Herschel adalah astronom pertama yang mencoba menentukan

distribusi bintang di langit. Selama 1780an ia melakukan pencacahan di sekitar

600 daerah langit berbeda. Ia kemudian menyimpulkan bahwa jumlah bintang

bertambah secara tetap ke suatu arah langit, yakni pusat galaksi Bima Sakti.

Putranya John Herschel mengulangi pekerjaan yang sama di hemisfer langit

sebelah selatan dan menemukan hasil yang sama.[4] 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.

B.Radiasi

Tenaga yang dihasilkan bintang, sebagai hasil samping dari reaksi fusi

nuklear, dipancarkan ke luar angkasa sebagai radiasi elektromagnetik dan radiasi

partikel. Radiasi partikel yang dipancarkan bintang dimanifestasikan sebagai

angin bintang (yang berwujud sebagai pancaran tetap partikel-partikel bermuatan

listrik seperti proton bebas, partikel alpha dan partikel beta yang berasal dari

bagian terluar bintang) dan pancaran tetap neutrino yang berasal dari inti bintang.

Hampir semua informasi yang kita miliki mengenai bintang yang lebih

jauh dari Matahari diturunkan dari pengamatan radiasi elektromagnetiknya, yang

terentang dari panjang gelombang radio hingga sinar gamma. Namun tidak semua

rentang panjang gelombang tersebut dapat diterima oleh teleskop landas Bumi.

Hanya gelombang radio dan gelombang cahaya yang dapat diteruskan oleh

atmosfer Bumi dan menciptakan ‘jendela radio’ dan ‘jendela optik’. Teleskop-

teleskop luar angkasa telah diluncurkan untuk mengamati bintang-bintang pada

panjang gelombang lain.

Banyaknya radiasi elektromagnetik yang dipancarkan oleh bintang

dipengaruhi terutama oleh luas permukaan, suhu dan komposisi kimia dari bagian

luar (fotosfer) bintang tersebut. Pada akhirnya kita dapat menduga kondisi di

bagian dalam bintang, karena apa yang terjadi di permukaan pastilah sangat

dipengaruhi oleh bagian yang lebih dalam.

Dengan menelaah spektrum bintang, astronom dapat menentukan

temperatur permukaan, gravitasi permukaan, metalisitas, dan kecepatan rotasi dari

sebuah bintang. Jika jarak bisa ditentukan, misal dengan metode paralaks, maka

luminositas bintang dapat diturunkan. Massa, radius, gravitasi permukaan, dan

periode rotasi kemudian dapat diperkirakan dari pemodelan. Massa bintang dapat

juga diukur secara langsung untuk bintang-bintang yang berada dalam sistem

bintang ganda atau melalui metode mikrolensing. Pada akhirnya astronom dapat

memperkirakan umur sebuah bintang dari parameter-parameter di atas.

C. Fluks pancaran

Kuantitas yang pertama kali langsung dapat ditentukan dari pengamatan

sebuah bintang adalah fluks pancarannya, yaitu jumlah cahaya atau tenaga yang

diterima permukaan kolektor (mata atau teleskop) per satuan luas per satuan

waktu. Biasanya dinyatakan dalam satuan watt per cm2 (satuan internasional)

atau erg per detik per cm2 (satuan cgs).

D. Luminositas

Di dalam astronomi, luminositas adalah jumlah cahaya atau energi yang

dipancarkan oleh sebuah bintang ke segala arah per satuan waktu. Biasanya

satuan luminositas dinyatakan dalam watt (satuan internasional), erg per detik

(satuan cgs) atau luminositas matahari. Dengan menganggap bahwa bintang

adalah sebuah benda hitam sempurna, maka luminositasnya adalah,

dimana 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

dengan E adalah fluks pancaran, L adalah luminositas dan d adalah jarak

bintang ke

E. Magnitudo

Secara tradisi kecerahan bintang dinyatakan dalam satuan magnitudo.

Kecerahan bintang yang kita amati, baik menggunakan mata bugil maupun

teleskop, dinyatakan oleh magnitudo tampak (m) atau magnitudo semu. Secara

tradisi magnitudo semu bintang yang dapat dilihat oleh mata bugil dibagi dari

1 hingga 6, di mana satu ialah bintang paling cerah, dan 6 sebagai bintang

paling redup. Terdapat juga kecerahan yang diukur secara mutlak, yang

menyatakan kecerahan bintang sebenarnya. Kecerahan ini dikenal sebagai

magnitudo mutlak (M), dan terentang antara +26.0 sampai -26.5. Magnitudo

adalah besaran lain dalam menyatakan fluks pancaran, yang terhubungkan

melalui persamaan,

dimana m adalah magnitudo semu dan E adalah fluks pancaran.

F. Satuan pengukuran

Kebanyakan parameter-parameter bintang dinyatakan dalam satuan SI,

tetapi satuan cgs kadang-kadang digunakan (misalnya luminositas dinyatakan

dalam satuan erg per detik). Penggunaan satuan cgs lebih bersifat tradisi

daripada sebuah konvensi. Seringkali pula 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:  kg[5]

luminositas Matahari:  watt[5]

radius Matahari: m[6]

Skala panjang seperti setengah sumbu besar dari sebuah orbit sistem

bintang ganda seringkali dinyatakan dalam satuan astronomi (AU =

astronomical unit), yaitu jarak

G.Klasifikasi

Berdasarkan spektrumnya, bintang dibagi ke dalam 7 kelas utama yang

dinyatakan dengan huruf O, B, A, F, G, K, M yang juga menunjukkan urutan

suhu, warna dan komposisi-kimianya. Klasifikasi ini dikembangkan oleh

Observatorium Universitas Harvard dan Annie Jump Cannon pada tahun

1920an dan dikenal sebagai sistem klasifikasi Harvard. Untuk mengingat

urutan penggolongan ini biasanya digunakan kalimat "Oh Be A Fine Girl Kiss

Me". Dengan kualitas spektrogram yang lebih baik memungkinkan

penggolongan ke dalam 10 sub-kelas yang diindikasikan oleh sebuah bilangan

(0 hingga 9) yang mengikuti huruf. Sudah menjadi kebiasaan untuk menyebut

bintang-bintang di awal urutan sebagai bintang tipe awal dan yang di akhir

urutan sebagai bintang tipe akhir. Jadi, bintang A0 bertipe lebih awal daripada

F5, dan K0 lebih awal daripada K5.

Kelas WarnaSuhu Permukaan

°CContoh

O Biru > 25,000 Spica

B Putih-Biru 11.000 - 25.000 Rigel

A Putih 7.500 - 11.000 Sirius

F Putih-Kuning 6.000 - 7.500 Procyon A

G Kuning 5.000 - 6.000 Matahari

K Jingga 3.500 - 5.000 Arcturus

M Merah <3,500 Betelgeuse

Pada tahun 1943, William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan, dan

Edith Kellman dari Observatorium Yerkes menambahkan sistem

pengklasifikasian berdasarkan kuat cahaya atau luminositas, yang seringkali

merujuk pada ukurannya. Pengklasifikasian tersebut dikenal sebagai sistem

klasifikasi Yerkes dan membagi bintang ke dalam kelas-kelas berikut :

0 Maha maha raksasa

I Maharaksasa

II Raksasa-raksasa terang

III Raksasa

IV Sub-raksasa

V deret utama (katai)

VI sub-katai

VII katai putih

Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem

pengklasifikasian di atas. Matahari kita misalnya, adalah sebuah bintang

dengan kelas G2V, berwarna kuning, bersuhu dan berukuran sedang.

Diagram Hertzsprung-Russell adalah diagram hubungan antara

luminositas dan kelas spektrum (suhu permukaan) bintang. Diagram ini adalah

diagram paling penting bagi para astronom dalam usaha mempelajari evolusi

bintang.

H.Penampakan dan Distribusi

Karena jaraknya yang sangat jauh, semua bintang (kecuali Matahari)

hanya tampak sebagai titik saja yang berkelap-kelip karena efek turbulensi

atmosfer Bumi. Diameter sudut bintang bernilai sangat kecil ketika diamati

menggunakan teleskop optik landas Bumi, hingga diperlukan teleskop

interferometer untuk dapat memperoleh citranya. Bintang dengan ukuran

diameter sudut terbesar setelah Matahari adalah R Doradus, dengan 0,057 detik

busur.

Sebuah katai putih yang sedang mengorbit Sirius (konsep artis). citra NASA.

Telah lama dikira bahwa kebanyakan bintang berada pada sistem

bintang ganda atau sistem multi bintang. Kenyataan ini hanya benar untuk

bintang-bintang masif kelas O dan B, dimana 80% populasinya dipercaya

berada dalam suatu sistem bintang ganda atau pun multi bintang. Semakin

redup bintang, semakin besar kemungkinannya dijumpai sebagai sistem

tunggal. Dijumpai hanya 25% populasi katai merah yang berada dalam sebuah

sistem bintang ganda atau sistem multi bintang. Karena 85% populasi bintang

di galaksi Bimasakti adalah katai merah, maka tampaknya kebanyakan bintang

di dalam Bimasakti berada pada sistem bintang tunggal.

Sistem yang lebih besar yang disebut gugus bintang juga dijumpai.

Bintang-bintang tidak tersebar secara merata mengisi seluruh ruang alam

semesta, tetapi terkelompokkan ke dalam galaksi-galaksi bersama-sama

dengan gas antarbintang dan debu. Sebuah galasi tipikal mengandung ratusan

miliar bintang, dan terdapat lebih dari 100 miliar galaksi di seluruh alam

semesta teramati.[7]

Astronom memperkirakan terdapat 70 sekstiliun (7×1022) bintang di

seluruh alam semesta yang teramati[8]. Ini berarti 70 000 000 000 000 000 000

000 bintang, atau 230 miliar kali banyaknya bintang di galaksi Bimasakti yang

berjumlah sekitar 300 miliar.

Bintang terdekat dengan Matahari adalah Proxima Centauri, berjarak

39.9 triliun (1012) kilometer, atau 4.2 tahun cahaya. Cahaya dari Proxima

Centauri memakan waktu 4.2 tahun untuk mencapai Bumi. Jarak ini adalah

jarak antar bintang tipikal di dalam sebuah piringan galaksi. Bintang-bintang

dapat berada pada jarak yang lebih dekat satu sama lain di daerah sekitar pusat

galasi dan di dalam gugus bola, atau pada jarak yang lebih jauh di halo

galaksi.

Karena kerapatan yang rendah di dalam sebuah galaksi, tumbukan

antar bintang jarang terjadi. Namun di daerah yang sangat padat seperti di inti

sebuah gugus bintang atau lingkungan sekitar pusat galaksi, tumbukan dapat

sering terjadi[9] . Tumbukan seperti ini dapat menghasilkan pengembara-

pengembara biru yaitu sebuah bintang abnormal hasil penggabungan yang

memiliki temperatur permukaan yang lebih tinggi dibandingkan bintang deret

utama lainnya di sebuah gugus bintang dengan luminositas yang sama. Istilah

pengembara merujuk pada jejak evolusi yang berbeda dengan bintang normal

lainnya pada diagram Hertzsprung-Russel.

I. Terbentuknya bintang

Bintang terbentuk di dalam awan molekul; yaitu sebuah daerah

medium antarbintang yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun

masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuah vacuum chamber yang

ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri dari hidrogen dengan sekitar 23–

28% helium dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam

awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa nukleosintesis Big Bang pada

saat awal alam semesta.

Gravitasi mengambil peranan sangat penting dalam proses

pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan

gravitasi di dalam awan molekul yang dapat memiliki massa ribuan kali

matahari. Ketidakstabilan ini seringkali dipicu oleh gelombang kejut dari

supernova atau tumbukan antara dua galaksi. Sekali sebuah wilayah mencapai

kerapatan materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya instabilitas Jeans,

awan tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.

Berdasarkan syarat instabilitas Jeans, bintang tidak terbentuk sendiri-

sendiri, melainkan dalam kelompok yang berasal dari suatu keruntuhan di

suatu awan molekul yang besar, kemudian terpecah menjadi konglomerasi

individual. Hal ini didukung oleh pengamatan dimana banyak bintang berusia

sama tergabung dalam gugus atau asosiasi bintang.

Begitu awan runtuh, akan terjadi konglomerasi individual dari debu

dan gas yang padat yang disebut sebagai globula Bok. Globula Bok ini dapat

memiliki massa hingga 50 kali Matahari. Runtuhnya globula membuat

bertambahnya kerapatan. Pada proses ini energi gravitasi diubah menjadi

energi panas sehingga temperatur meningkat. Ketika awan protobintang ini

mencapai kesetimbangan hidrostatik, sebuah protobintang akan terbentuk di

intinya. Bintang pra deret utama ini seringkali dikelilingi oleh piringan

protoplanet. Pengerutan atau keruntuhan awan molekul ini memakan waktu

hingga puluhan juta tahun. Ketika peningkatan temperatur di inti protobintang

mencapai kisaran 10 juta kelvin, hidrogen di inti 'terbakar' menjadi helium

dalam suatu reaksi termonuklir. Reaksi nuklir di dalam inti bintang menyuplai

cukup energi untuk mempertahankan tekanan di pusat sehingga proses

pengerutan berhenti. Protobintang kini memulai kehidupan baru sebagai

bintang deret utama.

J. Deret Utama

Bintang menghabiskan sekitar 90% umurnya untuk membakar

hidrogen dalam reaksi fusi yang menghasilkan helium dengan temperatur dan

tekanan yang sangat tinggi di intinya. Pada fase ini bintang dikatakan berada

dalam deret utama dan disebut sebagai bintang katai.

K. Akhir sebuah bintang

Ketika kandungan hidrogen di teras bintang habis, teras bintang

mengecil dan membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar

bintang. Lapisan luar bintang yang masih banyak hidrogen mengembang dan

bertukar warna merah dan disebut bintang raksaksa merah yang dapat

mencapai 100 kali ukuran matahari sebelum membentuk bintang kerdil putih.

Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih besar dari matahari, bintang

tersebut akan membentuk superraksaksa merah. Superraksaksa merah ini

kemudiannya membentuk Nova atau Supernova dan kemudiannya membentuk

bintang neutron atau Lubang hitam.

BAB III

KESIMPULAN

Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya. Terdapat bintang

semu dan bintang nyata. Bintang semu adalah bintang yang tidak menghasilkan

cahaya sendiri, tetapi memantulkan cahaya yang diterima dari bintang lain. Bintang

nyata adalah bintang yang menghasilkan cahaya sendiri. Secara umum sebutan

bintang adalah objek luar angkasa yang menghasilkan cahaya sendiri (bintang nyata).

Bintang terbentuk di dalam awan molekul; yaitu sebuah daerah medium

antarbintang yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat

jika dibandingkan dengan sebuah vacuum chamber yang ada di Bumi). Awan ini

kebanyakan terdiri dari hidrogen dengan sekitar 23–28% helium dan beberapa persen

elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa

nukleosintesis Big Bang pada saat awal alam semesta.

Ketika kandungan hidrogen di teras bintang habis, teras bintang mengecil dan

membebaskan banyak panas dan memanaskan lapisan luar bintang. Lapisan luar

bintang yang masih banyak hidrogen mengembang dan bertukar warna merah dan

disebut bintang raksaksa merah yang dapat mencapai 100 kali ukuran matahari

sebelum membentuk bintang kerdil putih. Sekiranya bintang tersebut berukuran lebih

besar dari matahari, bintang tersebut akan membentuk superraksaksa merah.

Superraksaksa merah ini kemudiannya membentuk Nova atau Supernova dan

kemudiannya membentuk bintang neutron atau Lubang hitam.

DAFTAR PUSTAKA

Gribbin, John; Mary Gribbin (2001). Stardust: Supernovae and Life — The Cosmic

Connection. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8.

Wikipedia. Asal Usul Lahirnya Bintang, 2009. Dikases

http://id.wikipedia.org/wiki/Bintang 8 Juni 2010 jam 14.46 WIB