Bintang Neutron: Perbedaan antara revisi

← Revisi sebelumnya Revisi selanjutnya →

Konten dihapus Konten ditambahkan

Sebaris

Revisi per 8 Juli 2019 09.42

Bintang Neutron adalah bintang yang terbentuk dari inti bintang yang runtuh dari bintang raksasa yang sebelum runtuh memiliki massa total antara 10 dan 29 massa matahari. Bintang neutron adalah bintang terkecil dan terpadat (tidak termasuk lubang hitam, lubang putih hipotetis, bintang quark dan bintang aneh). ^[1] Bintang neutron memiliki jari-jari sekitar 10 kilometer (6,2 mi) dan massa sekitar 1,4 massa matahari. ^[2] Mereka dihasilkan dari ledakan supernova dari sebuah bintang masif, dikombinasikan dengan keruntuhan gravitasi, yang memadatkan inti melewati kerapatan bintang katai putih ke inti atom .

Setelah terbentuk, mereka tidak lagi secara aktif menghasilkan panas, dan mendingin seiring waktu; Namun, mereka masih dapat berkembang lebih lanjut melalui tabrakan atau akresi. Sebagian besar model dasar untuk objek-objek ini menyiratkan bahwa bintang-bintang neutron hampir seluruhnya terdiri dari neutron (partikel subatomik tanpa muatan listrik bersih dan dengan massa yang sedikit lebih besar dari proton); elektron dan proton yang ada dalam materi normal bergabung untuk menghasilkan neutron pada kondisi bintang neutron. Bintang neutron sebagian didukung terhadap kehancuran lebih lanjut oleh tekanan degenerasi neutron, sebuah fenomena yang dijelaskan oleh prinsip pengecualian Pauli, sama seperti katai putih didukung terhadap kehancuran oleh tekanan degenerasi elektron . Namun tekanan degenerasi neutron tidak cukup untuk menahan benda di luar 0,7 M☉ ^[3] ^[4] dan gaya nuklir repulsive memainkan peran yang lebih besar dalam mendukung bintang neutron yang lebih masif. ^[5] ^[6] Jika bintang yang tersisa memiliki massa melebihi batas Tolman-Oppenheimer-Volkoff, bintang terus runtuh untuk membentuk lubang hitam.

Bintang neutron yang diamati, sangat panas dan biasanya memiliki suhu permukaan sekitar 600,000 K^[7]^[8]^[9]^[10]^[a] Mereka sangat padat sehingga kotak korek api berukuran normal yang mengandung bahan bintang neutron akan memiliki berat sekitar 3 miliar metrik ton, berat yang sama dengan 0,5 potongan kubik kilometer Bumi (kubus dengan tepi sekitar 800 meter). ^[11] ^[12] Medan magnet mereka antara 10⁸ dan 10¹⁵ (100 juta hingga 1 kuadriliun) kali lebih kuat dari medan magnet Bumi. Medan gravitasi di permukaan bintang neutron adalah sekitar 200 miliar kali dari medan gravitasi Bumi.

Ketika inti bintang runtuh, laju rotasinya meningkat sebagai akibat kekekalan momentum sudut, maka bintang-bintang neutron yang baru terbentuk berputar hingga beberapa ratusan kali per detik. Beberapa bintang neutron memancarkan sinar radiasi elektromagnetik yang membuatnya dapat dideteksi sebagai pulsar. Memang, penemuan pulsar oleh Jocelyn Bell Burnell dan Antony Hewish pada tahun 1967 adalah saran pengamatan pertama bahwa bintang-bintang neutron ada. Radiasi dari pulsar diperkirakan dipancarkan dari daerah dekat kutub magnetnya. Jika kutub magnet tidak bertepatan dengan sumbu rotasi bintang neutron, pancaran emisi akan menyapu langit, dan ketika dilihat dari kejauhan, jika pengamat berada di suatu tempat di jalur balok, itu akan muncul sebagai pulsa radiasi datang dari titik tetap di ruang angkasa (yang disebut "efek mercusuar"). Bintang neutron dengan perputaran tercepat yang pernah ditemukan adalah PSR J1748-2446ad, berputar pada kecepatan 716 kali per detik ^[13] ^[14] atau 43.000 putaran per menit, memberikan kecepatan linier pada permukaan dengan urutan 0,24 (yaitu, hampir seperempat kecepatan cahaya).

Diperkirakan ada sekitar 100 juta bintang neutron di Bima Sakti, sebuah angka yang diperoleh dengan memperkirakan jumlah bintang yang telah mengalami ledakan supernova. ^[15] Namun, sebagian besar sudah tua dan dingin, dan bintang-bintang neutron hanya dapat dengan mudah dideteksi dalam kasus-kasus tertentu, seperti jika mereka adalah pulsar atau bagian dari sistem biner. Bintang neutron yang berputar lambat dan tidak bertambah hampir tidak dapat dideteksi; namun, sejak Hubble Space Telescope mendeteksi RX J185635−3754, beberapa bintang neutron terdekat yang tampak memancarkan hanya radiasi termal yang terdeteksi. Repeater gamma lunak diduga merupakan sejenis bintang neutron dengan medan magnet yang sangat kuat, yang dikenal sebagai magnetar, atau sebagai alternatif, bintang neutron dengan cakram fosil di sekitarnya. ^[16]

Bintang-bintang neutron dalam sistem biner dapat mengalami pertambahan yang biasanya membuat sistem tersebut cerah dalam sinar-X sementara materi yang jatuh ke bintang neutron dapat membentuk titik-titik panas yang berputar masuk dan keluar dari pandangan dalam sistem pulsar sinar-X yang teridentifikasi. Selain itu, pertambahan tersebut dapat "mendaur ulang" pulsar lama dan berpotensi menyebabkan mereka memperoleh massa dan putaran hingga tingkat rotasi yang sangat cepat, membentuk pulsar milidetik . Sistem biner ini akan terus berevolusi, dan akhirnya sahabat dapat menjadi objek kompak seperti bintang kerdil putih atau bintang neutron itu sendiri, meskipun kemungkinan lain termasuk penghancuran lengkap teman melalui ablasi atau merger. Penggabungan bintang-bintang neutron biner mungkin menjadi sumber ledakan sinar gamma berdurasi pendek dan kemungkinan merupakan sumber gelombang gravitasi yang kuat. Pada 2017, deteksi langsung ( GW170817 ) dari gelombang gravitasi dari peristiwa semacam itu dilakukan, ^[17] dan gelombang gravitasi juga telah secara tidak langsung terdeteksi dalam sistem di mana bintang neutron mengorbit satu sama lain (Hulse–Taylor).

Pada Oktober 2018, para astronom melaporkan bahwa GRB 150101B, peristiwa ledakan sinar gamma yang terdeteksi pada 2015, mungkin berhubungan langsung dengan GW170817 yang bersejarah dan terkait dengan penggabungan dua bintang neutron. Kesamaan antara dua peristiwa, dalam hal sinar gamma, emisi optik dan x-ray, serta sifat galaksi tuan rumah yang terkait, "mencolok", menunjukkan dua peristiwa yang terpisah mungkin keduanya merupakan hasil dari merger bintang neutron, dan keduanya mungkin kilonova, yang mungkin lebih umum di alam semesta daripada yang dipahami sebelumnya, menurut para peneliti. ^[18]^[19]^[20]^[21]

Formasi

Representasi sederhana dari pembentukan bintang neutron.

Setiap bintang deret utama dengan massa awal di atas 8 kali massa matahari (8 M_☉) memiliki potensi untuk menghasilkan bintang neutron. Saat bintang berevolusi dari urutan utama, pembakaran nuklir selanjutnya menghasilkan inti kaya zat besi. Ketika semua bahan bakar nuklir dalam inti telah habis, inti harus didukung oleh tekanan degenerasi saja. Deposit massa lebih lanjut dari pembakaran cangkang menyebabkan inti melebihi batas Chandrasekhar. Tekanan degenerasi elektron diatasi dan inti runtuh lebih lanjut, mengirim suhu melonjak hingga lebih dari 5 Pada suhu ini, fotodisintegrasi (pemecahan inti besi menjadi partikel alfa oleh sinar gamma berenergi tinggi) terjadi. Ketika suhu naik lebih tinggi lagi, elektron dan proton bergabung membentuk neutron melalui penangkapan elektron, melepaskan banjir neutrino . Ketika kepadatan mencapai kepadatan nuklir 4, tekanan degenerasi neutron menghentikan kontraksi. Selubung luar bintang yang terhenti terhenti dan terlempar ke luar oleh fluks neutrino yang diproduksi dalam penciptaan neutron, menjadi supernova. Sisa yang tersisa adalah bintang neutron. Jika sisa memiliki massa lebih besar sekitar 3 M_☉, akan runtuh lebih lanjut menjadi lubang hitam. ^[22]

Karena inti dari bintang masif dikompresi selama supernova Tipe II, Tipe Ib atau supernova Tipe Ic, dan runtuh menjadi bintang neutron, ia mempertahankan sebagian besar momentum sudutnya. Tetapi, karena hanya memiliki sebagian kecil dari jari-jari induknya (dan karenanya momen inersianya berkurang tajam), bintang neutron terbentuk dengan kecepatan rotasi yang sangat tinggi, dan kemudian dalam periode yang sangat lama ia melambat. Bintang neutron diketahui memiliki periode rotasi dari sekitar 1,4 milidetik hingga 30 detik. Kepadatan bintang neutron juga memberikan gravitasi permukaan yang sangat tinggi, dengan nilai tipikal berkisar antara 10¹² hingga 10¹³ m / s ² (lebih dari 10¹¹ kali dari Bumi).^[23] Salah satu ukuran gravitasi yang sangat besar adalah kenyataan bahwa bintang-bintang neutron memiliki kecepatan lepas mulai dari 100.000 km/detik hingga 150.000 km/detik, yaitu dari sepertiga hingga setengah kecepatan cahaya. Gravitasi bintang neutron mempercepat materi infalling ke kecepatan luar biasa. Kekuatan dampaknya kemungkinan akan menghancurkan atom-atom komponen objek, membuat semua materi identik, dalam banyak hal, ke seluruh bintang neutron.

Properti

Massa dan Suhu

Sebuah bintang neutron memiliki massa setidaknya 1,1 dan mungkin hingga 3 massa matahari (M☉) (batas Tolman-Oppenheimer-Volkoff ), ^[24] ^[25] meskipun perkiraan terbaru menempatkan batas atas pada 2.16 M_☉. ^[26] Massa maksimum bintang neutron yang diamati adalah sekitar 2.01 M_☉. Namun secara umum, bintang padat kurang dari 1.39 M_☉ (batas Chandrasekhar) adalah katai putih, sedangkan bintang padat dengan massa antara 1.4 M_☉ dan 2.16 M_☉ haruslah bintang neutron (meskipun ada interval beberapa persepuluh massa matahari di mana massa bintang neutron bermassa rendah dan kurcaci putih bermassa tinggi dapat tumpang tindih). Diperkirakan melampaui 2.16 M_☉ sisa bintang akan mengatasi tekanan degenerasi neutron dan keruntuhan gravitasi biasanya akan terjadi untuk menghasilkan lubang hitam, meskipun massa terkecil yang diamati dari lubang hitam bintang adalah sekitar 5 M_☉. ^[27] Antara 2.16 M_☉ dan 5 M_☉, bintang-bintang hipotetis seperti bintang-bintang kuark dan bintang electroweak telah diusulkan, tetapi tidak ada yang terbukti ada. ^[27]

Suhu di dalam bintang neutron yang baru terbentuk adalah sekitar 10¹¹ hingga 10¹² kelvin. ^[28] Namun, jumlah besar neutrino yang dipancarkannya membawa begitu banyak energi sehingga suhu bintang neutron yang terisolasi turun dalam beberapa tahun menjadi sekitar 10⁶ kelvin. ^[28] Pada suhu yang lebih rendah ini, sebagian besar cahaya yang dihasilkan oleh bintang neutron berada dalam sinar-X.

Kepadatan dan Tekanan

Bintang-bintang neutron memiliki kerapatan keseluruhan 3,7×10¹⁷ hingga 5,9×10¹⁷ kg/m³ (2,6×10¹⁴ hingga 4,1×10¹⁴ kali kerapatan Matahari), ^[b] yang sebanding dengan kerapatan perkiraan inti atom 3×10¹⁷ kg/m³ . ^[29] Kepadatan bintang neutron bervariasi dari sekitar 1 di kerak bumi, meningkat dengan kedalaman , menjadi sekitar 6×10¹⁷ atau 8×10¹⁷ kg/m³ (lebih padat dari inti atom) lebih dalam. ^[30] Bintang neutron sangat padat sehingga satu sendok teh (5 mililiter ) dari materialnya memiliki massa lebih dari 5,5×10¹² kg, sekitar 900 kali massa Piramida Agung Giza. Dalam medan gravitasi yang sangat besar dari bintang neutron, sendok teh material itu akan berbobot 1,1×10²⁵ N yang mana 15 kali lebih berat jika Bulan ditempatkan di permukaan bumi. ^[c] Seluruh massa Bumi pada kerapatan bintang neutron akan masuk ke dalam bola berdiameter 305 m (ukuran Observatorium Arecibo ). Tekanan meningkat dari 3,2×10³¹ ke 1,6×10³⁴ Pa dari kerak dalam ke pusat. ^[31]

Persamaan keadaan materi pada kepadatan tinggi seperti itu tidak diketahui secara pasti karena kesulitan teoretis yang terkait dengan ekstrapolasi kemungkinan perilaku kromodinamik kuantum, superkonduktivitas, dan superfluiditas materi di negara-negara tersebut. Masalahnya diperburuk oleh kesulitan empiris dalam mengamati karakteristik objek apapun yang berjarak ratusan parsec, atau lebih jauh.

Bintang neutron memiliki beberapa sifat inti atom, termasuk kerapatan (dalam urutan besarnya) dan tersusun atas nukleon. Dalam tulisan ilmiah populer, bintang-bintang neutron kadang-kadang digambarkan sebagai "inti raksasa". Namun, dalam hal lain, bintang-bintang neutron dan inti atom sangat berbeda. Nukleus disatukan oleh interaksi yang kuat, sedangkan bintang neutron disatukan oleh gravitasi . Kepadatan nukleus seragam, sedangkan bintang-bintang neutron diperkirakan terdiri dari banyak lapisan dengan komposisi dan densitas yang berbeda-beda.

Referensi

^ Glendenning, Norman K. (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity (edisi ke-illustrated). Springer Science & Business Media. hlm. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3.
^ Seeds, Michael; Backman, Dana (2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (edisi ke-6th). Cengage Learning. hlm. 339. ISBN 978-0-495-56203-0.
^ Tolman, R. C. (1939). "Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid" (PDF). Physical Review. 55 (4): 364–373. Bibcode:1939PhRv...55..364T. doi:10.1103/PhysRev.55.364.
^ Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
^ "Neutron Stars" (PDF). www.astro.princeton.edu. Diakses tanggal 14 December 2018.
^ Douchin, F.; Haensel, P. (December 2001). "A unified equation of state of dense matter and neutron star structure". Astronomy & Astrophysics. 380 (1): 151–167. arXiv:astro-ph/0111092 . Bibcode:2001A&A...380..151D. doi:10.1051/0004-6361:20011402. ISSN 0004-6361.
^ Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. Universal-Publishers. ISBN 978-1-61233-765-4.
^ Neutron star mass measurements
^ "NASA Ask an Astrophysicist: Maximum Mass of a Neutron Star".
^ Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 978-0-387-33543-8.
^ "Tour the ASM Sky". heasarc.gsfc.nasa.gov.
^ "Density of the Earth". 2009-03-10.
^ Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; et al. (2006). "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz". Science. 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph/0601337 . Bibcode:2006Sci...311.1901H. doi:10.1126/science.1123430. PMID 16410486.
^ Naeye, Robert (2006-01-13). "Spinning Pulsar Smashes Record". Sky & Telescope. Diakses tanggal 2008-01-18.
^ Camenzind, Max (24 February 2007). Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer Science & Business Media. hlm. 269. Bibcode:2007coaw.book.....C. ISBN 978-3-540-49912-1.
^ Zhang, Bing; Xu, R. X.; Qiao, G. J. (2000). "Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters". The Astrophysical Journal. 545 (2): 127–129. arXiv:astro-ph/0010225 . Bibcode:2000ApJ...545L.127Z. doi:10.1086/317889.
^ Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Richard (2017). "Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger". The Astrophysical Journal Letters. 848 (2): L12. arXiv:1710.05833 . Bibcode:2017ApJ...848L..12A. doi:10.3847/2041-8213/aa91c9.
^ University of Maryland (16 October 2018). "All in the family: Kin of gravitational wave source discovered - New observations suggest that kilonovae -- immense cosmic explosions that produce silver, gold and platinum--may be more common than thought". EurekAlert!. Diakses tanggal 17 October 2018.
^ Troja, E.; et al. (16 October 2018). "A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z = 0.1341". Nature Communications. 9: 4089. arXiv:1806.10624 . Bibcode:2018NatCo...9.4089T. doi:10.1038/s41467-018-06558-7. PMC 6191439 . PMID 30327476.
^ Mohon, Lee (16 October 2018). "GRB 150101B: A Distant Cousin to GW170817". NASA. Diakses tanggal 17 October 2018.
^ Wall, Mike (17 October 2018). "Powerful Cosmic Flash Is Likely Another Neutron-Star Merger". Space.com. Diakses tanggal 17 October 2018.
^ Bally, John; Reipurth, Bo (2006). The Birth of Stars and Planets (edisi ke-illustrated). Cambridge University Press. hlm. 207. ISBN 978-0-521-80105-8.
^ Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 978-0-387-33543-8.
^ Özel, Feryal; Psaltis, Dimitrios; Narayan, Ramesh; Santos Villarreal, Antonio (September 2012). "On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars". The Astrophysical Journal. 757 (1): 13. arXiv:1201.1006 . Bibcode:2012ApJ...757...55O. doi:10.1088/0004-637X/757/1/55.
^ Chamel, N.; Haensel, Paweł; Zdunik, J. L.; Fantina, A. F. (19 November 2013). "On the Maximum Mass of Neutron Stars". International Journal of Modern Physics. 1 (28): 1330018. arXiv:1307.3995 . Bibcode:2013IJMPE..2230018C. doi:10.1142/S021830131330018X.
^ Rezzolla, Luciano; Most, Elias R.; Weih, Lukas R. (2018). "Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars". The Astrophysical Journal. 852 (2): L25. arXiv:1711.00314 . Bibcode:2018ApJ...852L..25R. doi:10.3847/2041-8213/aaa401.
^ ^a ^b [1], a 10 M_☉ star will collapse into a black hole.
^ ^a ^b Lattimer, James M. (2015). "Introduction to neutron stars". American Institute of Physics Conference Series. AIP Conference Proceedings. 1645 (1): 61–78. Bibcode:2015AIPC.1645...61L. doi:10.1063/1.4909560. Diakses tanggal 2007-11-11.
^ "Calculating a Neutron Star's Density". Diakses tanggal 2006-03-11. NB 3 × 10¹⁷ kg/m³ is 3
^ Lattimer, James M. (2015). "Introduction to neutron stars". American Institute of Physics Conference Series. AIP Conference Proceedings. 1645 (1): 61–78. Bibcode:2015AIPC.1645...61L. doi:10.1063/1.4909560. Diakses tanggal 2007-11-11.
^ Ozel, Feryal; Freire, Paulo (2016). "Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars". Annu. Rev. Astron. Astrophys. 54 (1): 401–440. arXiv:1603.02698 . Bibcode:2016ARA&A..54..401O. doi:10.1146/annurev-astro-081915-023322.

Kesalahan pengutipan: Ditemukan tag <ref> untuk kelompok bernama "lower-alpha", tapi tidak ditemukan tag <references group="lower-alpha"/> yang berkaitan

[1] Glendenning, Norman K. (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity (edisi ke-illustrated). Springer Science & Business Media. hlm. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3.

[2] Seeds, Michael; Backman, Dana (2009). Astronomy: The Solar System and Beyond (edisi ke-6th). Cengage Learning. hlm. 339. ISBN 978-0-495-56203-0.

[3] Tolman, R. C. (1939). "Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid" (PDF). Physical Review. 55 (4): 364–373. Bibcode:1939PhRv...55..364T. doi:10.1103/PhysRev.55.364.

[4] Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.

[5] "Neutron Stars" (PDF). www.astro.princeton.edu. Diakses tanggal 14 December 2018.

[6] Douchin, F.; Haensel, P. (December 2001). "A unified equation of state of dense matter and neutron star structure". Astronomy & Astrophysics. 380 (1): 151–167. arXiv:astro-ph/0111092 . Bibcode:2001A&A...380..151D. doi:10.1051/0004-6361:20011402. ISSN 0004-6361.

[Kiziltan-7] Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. Universal-Publishers. ISBN 978-1-61233-765-4.

[8] Neutron star mass measurements

[9] "NASA Ask an Astrophysicist: Maximum Mass of a Neutron Star".

[Haensel-10] Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 978-0-387-33543-8.

[12] "Tour the ASM Sky". heasarc.gsfc.nasa.gov.

[13] "Density of the Earth". 2009-03-10.

[14] Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; et al. (2006). "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz". Science. 311 (5769): 1901–1904. arXiv:astro-ph/0601337 . Bibcode:2006Sci...311.1901H. doi:10.1126/science.1123430. PMID 16410486.

[15] Naeye, Robert (2006-01-13). "Spinning Pulsar Smashes Record". Sky & Telescope. Diakses tanggal 2008-01-18.

[16] Camenzind, Max (24 February 2007). Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer Science & Business Media. hlm. 269. Bibcode:2007coaw.book.....C. ISBN 978-3-540-49912-1.

[17] Zhang, Bing; Xu, R. X.; Qiao, G. J. (2000). "Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters". The Astrophysical Journal. 545 (2): 127–129. arXiv:astro-ph/0010225 . Bibcode:2000ApJ...545L.127Z. doi:10.1086/317889.

[18] Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Richard (2017). "Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger". The Astrophysical Journal Letters. 848 (2): L12. arXiv:1710.05833 . Bibcode:2017ApJ...848L..12A. doi:10.3847/2041-8213/aa91c9.

[EA-20181016-19] University of Maryland (16 October 2018). "All in the family: Kin of gravitational wave source discovered - New observations suggest that kilonovae -- immense cosmic explosions that produce silver, gold and platinum--may be more common than thought". EurekAlert!. Diakses tanggal 17 October 2018.

[NC-20181016-20] Troja, E.; et al. (16 October 2018). "A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z = 0.1341". Nature Communications. 9: 4089. arXiv:1806.10624 . Bibcode:2018NatCo...9.4089T. doi:10.1038/s41467-018-06558-7. PMC 6191439 . PMID 30327476.

[NASA-20181016-21] Mohon, Lee (16 October 2018). "GRB 150101B: A Distant Cousin to GW170817". NASA. Diakses tanggal 17 October 2018.

[SPC-20181017-22] Wall, Mike (17 October 2018). "Powerful Cosmic Flash Is Likely Another Neutron-Star Merger". Space.com. Diakses tanggal 17 October 2018.

[23] Bally, John; Reipurth, Bo (2006). The Birth of Stars and Planets (edisi ke-illustrated). Cambridge University Press. hlm. 207. ISBN 978-0-521-80105-8.

[Haensel2-24] Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 978-0-387-33543-8.

[25] Özel, Feryal; Psaltis, Dimitrios; Narayan, Ramesh; Santos Villarreal, Antonio (September 2012). "On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars". The Astrophysical Journal. 757 (1): 13. arXiv:1201.1006 . Bibcode:2012ApJ...757...55O. doi:10.1088/0004-637X/757/1/55.

[Chamel-26] Chamel, N.; Haensel, Paweł; Zdunik, J. L.; Fantina, A. F. (19 November 2013). "On the Maximum Mass of Neutron Stars". International Journal of Modern Physics. 1 (28): 1330018. arXiv:1307.3995 . Bibcode:2013IJMPE..2230018C. doi:10.1142/S021830131330018X.

[27] Rezzolla, Luciano; Most, Elias R.; Weih, Lukas R. (2018). "Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars". The Astrophysical Journal. 852 (2): L25. arXiv:1711.00314 . Bibcode:2018ApJ...852L..25R. doi:10.3847/2041-8213/aaa401.

[Black_Hole-28] [1], a 10 M_☉ star will collapse into a black hole.

[Miller-29] Lattimer, James M. (2015). "Introduction to neutron stars". American Institute of Physics Conference Series. AIP Conference Proceedings. 1645 (1): 61–78. Bibcode:2015AIPC.1645...61L. doi:10.1063/1.4909560. Diakses tanggal 2007-11-11.

[31] "Calculating a Neutron Star's Density". Diakses tanggal 2006-03-11. NB 3 × 10¹⁷ kg/m³ is 3

[Miller2-32] Lattimer, James M. (2015). "Introduction to neutron stars". American Institute of Physics Conference Series. AIP Conference Proceedings. 1645 (1): 61–78. Bibcode:2015AIPC.1645...61L. doi:10.1063/1.4909560. Diakses tanggal 2007-11-11.

[34] Ozel, Feryal; Freire, Paulo (2016). "Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars". Annu. Rev. Astron. Astrophys. 54 (1): 401–440. arXiv:1603.02698 . Bibcode:2016ARA&A..54..401O. doi:10.1146/annurev-astro-081915-023322.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[a]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[b]

[29]

[30]

[c]

[31]

@@ Baris 1: / Baris 1: @@
+[[Berkas:Chandra captures neutron star action.ogv|jmpl|[[Pulsar Vela]]]]
-#ALIH [[Bintang neutron]]
-== Bintang Neutron ==
+[[Berkas:Neutron star illustrated.jpg|jmpl|Ilustrasi Bintang Neutron]]
+<span data-segmentid="15" class="cx-segment">'''Bintang Neutron''' adalah bintang yang terbentuk dari [[ Struktur bintang|inti bintang]] yang [[ Keruntuhan gravitasi|runtuh]] dari [[bintang raksasa]] yang sebelum runtuh memiliki massa total antara 10 dan 29 [[massa matahari]].</span> <span data-segmentid="20" class="cx-segment">Bintang neutron adalah bintang terkecil dan terpadat (tidak termasuk [[lubang hitam]], [[lubang putih]] hipotetis, [[ Bintang quark|bintang quark]] dan [[Strange star|bintang aneh]]). <ref>{{Cite book|title=Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity|edition=illustrated|first=Norman K.|last=Glendenning|publisher=Springer Science & Business Media|year=2012|isbn=978-1-4684-0491-3|page=1|url=https://books.google.com/books?id=cCDlBwAAQBAJ&pg=PA1}}</ref></span> <span data-segmentid="25" class="cx-segment">Bintang neutron memiliki jari-jari sekitar {{Convert|10|km|mil}} dan massa sekitar 1,4 [[massa matahari]]. <ref>{{Cite book|title=Astronomy: The Solar System and Beyond|edition=6th|first=Michael|last=Seeds|first2=Dana|last2=Backman|publisher=Cengage Learning|year=2009|isbn=978-0-495-56203-0|page=339|url=https://books.google.com/books?id=DajpkyXS-NUC&pg=PT356}}</ref></span> <span data-segmentid="27" class="cx-segment">Mereka dihasilkan dari ledakan [[supernova]] dari sebuah [[Evolusi bintang|bintang masif]], dikombinasikan dengan [[ Keruntuhan gravitasi|keruntuhan gravitasi]], yang memadatkan inti melewati kerapatan bintang [[katai putih]] ke [[inti atom]] .</span>
-<gallery mode="traditional">
-File:Neutron star illustrated.jpg|
-</gallery>Bintang neutron adalah salah satu benda paling ekstrim di alam semesta.Mereka seperti inti atom raksasa,diameternya berkilometer, luar biasa padat dan keras tapi bagaimana sesuatu seperti ini bahkan ada?
+<span data-segmentid="33" class="cx-segment">Setelah terbentuk, mereka tidak lagi secara aktif menghasilkan panas, dan mendingin seiring waktu; Namun, mereka masih dapat berkembang lebih lanjut melalui [[Tabrakan bintang|tabrakan]] atau [[Akresi (astrofisika)|akresi]].</span> <span data-segmentid="36" class="cx-segment">Sebagian besar model dasar untuk objek-objek ini menyiratkan bahwa bintang-bintang neutron hampir seluruhnya terdiri dari [[neutron]] (partikel subatomik tanpa [[muatan listrik]] bersih dan dengan massa yang sedikit lebih besar dari [[proton]]); elektron dan proton yang ada dalam materi normal bergabung untuk menghasilkan neutron pada kondisi bintang neutron.</span> <span data-segmentid="40" class="cx-segment">Bintang neutron sebagian didukung terhadap kehancuran lebih lanjut oleh [[ Masalah yang merosot|tekanan degenerasi neutron]], sebuah fenomena yang dijelaskan oleh [[Asas larangan Pauli|prinsip pengecualian Pauli]], sama seperti [[katai putih]] didukung terhadap kehancuran oleh [[ Masalah yang merosot|tekanan degenerasi elektron]] .</span> <span data-segmentid="44" class="cx-segment">Namun tekanan degenerasi neutron tidak cukup untuk menahan benda di luar 0,7 M☉ <ref>{{Cite journal|last=Tolman|first=R. C.|date=1939|title=Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid|url=https://authors.library.caltech.edu/4362/1/TOLpr39.pdf|journal=[[Physical Review]]|volume=55|issue=4|pages=364–373|bibcode=1939PhRv...55..364T|doi=10.1103/PhysRev.55.364}}</ref> <ref>{{Cite journal|last=Oppenheimer|first=J. R.|last2=Volkoff|first2=G. M.|date=1939|title=On Massive Neutron Cores|journal=[[Physical Review]]|volume=55|issue=4|pages=374–381|bibcode=1939PhRv...55..374O|doi=10.1103/PhysRev.55.374}}</ref> dan gaya nuklir repulsive memainkan peran yang lebih besar dalam mendukung bintang neutron yang lebih masif. <ref>{{Cite web|url=https://www.astro.princeton.edu/~burrows/classes/403/neutron.stars.pdf|title=Neutron Stars|website=www.astro.princeton.edu|access-date=14 December 2018}}</ref> <ref>{{Cite journal|last=Douchin|first=F.|last2=Haensel|first2=P.|date=December 2001|title=A unified equation of state of dense matter and neutron star structure|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=380|issue=1|pages=151–167|arxiv=astro-ph/0111092|bibcode=2001A&A...380..151D|doi=10.1051/0004-6361:20011402|issn=0004-6361}}</ref></span> <span data-segmentid="46" class="cx-segment">Jika bintang yang tersisa memiliki [[massa]] melebihi batas [[ Batas Tolman – Oppenheimer – Volkoff|Tolman-Oppenheimer-Volkoff]], bintang terus runtuh untuk membentuk [[lubang hitam]].</span>
-'''Terbentuknya Bintang Neutron'''
+<span data-segmentid="50" class="cx-segment">Bintang neutron yang diamati, sangat panas dan biasanya memiliki suhu permukaan sekitar {{Val|600.000}} K<ref name="Kiziltan">{{Cite book|title=Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars|first=Bulent|last=Kiziltan|isbn=978-1-61233-765-4|publisher=Universal-Publishers|date=2011}}</ref><ref>[http://www3.mpifr-bonn.mpg.de/staff/pfreire/NS_masses.html Neutron star mass measurements]</ref><ref>{{Cite web|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/010607a.html|title=NASA Ask an Astrophysicist: Maximum Mass of a Neutron Star}}</ref><ref name="Haensel">{{Cite book|title=Neutron Stars|first=Paweł|last=Haensel|first2=Alexander Y.|last2=Potekhin|first3=Dmitry G.|last3=Yakovlev|isbn=978-0-387-33543-8|publisher=Springer|date=2007}}</ref><ref group="lower-alpha">A neutron star's density increases as its mass increases, and its radius decreases non-linearly. (archived image: [https://web.archive.org/web/20111017230141/http://ixo.gsfc.nasa.gov/old_conx_pages/science/neutron_star/index.html NASA mass radius graph]) A newer page is here: {{Cite web|url=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/Greatest_Hits/khz.qpo.html|title=RXTE Discovers Kilohertz Quasiperiodic Oscillations|publisher=NASA|access-date=17 February 2016}}</ref> Mereka sangat padat sehingga kotak korek api berukuran normal yang mengandung bahan bintang neutron akan memiliki berat sekitar 3 miliar metrik ton, berat yang sama dengan 0,5 potongan kubik kilometer Bumi (kubus dengan tepi sekitar 800 meter). <ref>{{Cite web|url=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html|title=Tour the ASM Sky|website=heasarc.gsfc.nasa.gov}}</ref> <ref>{{Cite web|url=http://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/|title=Density of the Earth|date=2009-03-10}}</ref></span> <span data-segmentid="51" class="cx-segment">[[Medan magnet]] mereka antara 10<sup>8</sup> dan 10<sup>15</sup> (100 juta hingga 1 kuadriliun) kali lebih kuat dari medan magnet Bumi.</span> <span data-segmentid="53" class="cx-segment">Medan gravitasi di permukaan bintang neutron adalah sekitar 200 miliar kali dari medan gravitasi Bumi.</span>
-Kehidupan sebuah bintang didominasi oleh dua kekuatan yang seimbang,mereka adalah gravitasi bintang itu sendiri dan tekanan radiasi dari reaksi fusinya.Di dalam inti
+<span data-segmentid="54" class="cx-segment">Ketika inti bintang runtuh, laju rotasinya meningkat sebagai akibat [[Momentum sudut|kekekalan momentum sudut]], maka bintang-bintang neutron yang baru terbentuk berputar hingga beberapa ratusan kali per detik.</span> <span data-segmentid="56" class="cx-segment">Beberapa bintang neutron memancarkan sinar radiasi elektromagnetik yang membuatnya dapat dideteksi sebagai [[pulsar]].</span> <span data-segmentid="58" class="cx-segment">Memang, penemuan pulsar oleh [[Jocelyn Bell Burnell]] dan [[Antony Hewish]] pada tahun 1967 adalah saran pengamatan pertama bahwa bintang-bintang neutron ada.</span> <span data-segmentid="61" class="cx-segment">Radiasi dari pulsar diperkirakan dipancarkan dari daerah dekat kutub magnetnya.</span> <span data-segmentid="62" class="cx-segment">Jika kutub magnet tidak bertepatan dengan sumbu rotasi bintang neutron, pancaran emisi akan menyapu langit, dan ketika dilihat dari kejauhan, jika pengamat berada di suatu tempat di jalur balok, itu akan muncul sebagai pulsa radiasi datang dari titik tetap di ruang angkasa (yang disebut "efek mercusuar").</span> <span data-segmentid="63" class="cx-segment">Bintang neutron dengan perputaran tercepat yang pernah ditemukan adalah [[ PSR J1748-2446ad|PSR J1748-2446ad]], berputar pada kecepatan 716 kali per detik <ref>{{Cite journal|last=Hessels|first=Jason|last2=Ransom|first2=Scott M.|last3=Stairs|first3=Ingrid H.|last4=Freire|first4=Paulo C. C.|last5=Kaspi|first5=Victoria M.|author-link5=Victoria Kaspi|last6=Camilo|first6=Fernando|displayauthors=4|date=2006|title=A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=311|issue=5769|pages=1901–1904|arxiv=astro-ph/0601337|bibcode=2006Sci...311.1901H|doi=10.1126/science.1123430|pmid=16410486}}</ref> <ref>{{Cite news|last=Naeye|first=Robert|date=2006-01-13|title=Spinning Pulsar Smashes Record|work=[[Sky & Telescope]]|url=http://www.skyandtelescope.com/news/3311021.html?page=1&c=y|access-date=2008-01-18}}</ref> atau 43.000 [[Rotasi per menit|putaran per menit]], memberikan kecepatan linier pada permukaan dengan urutan {{Val|0.24}} (yaitu, hampir seperempat [[Laju cahaya|kecepatan cahaya]]).</span>
-bintang,hidrogen difusikan menjadi helium.Alhasil,hidrogen didalam inti itu habis.Jika bintang itu cukup besar,helium sekarang difusikan menjadi karbon.Inti bintang besar ini berlapis seperti bawang,inti atom yang lebih berat dan lebih berat membangun di pusat.Karbon difusikan menjadi neon.Lalu neon difusikan menjadi oksigen,yang mengarah pada silikon.Pada akhirnya,reaksi fusi menyentuh besi,yang tidak dapat difusikan menjadi unsur lain.Saat pemfusian berhent,tekanan dari radiasi menurun dengan pesat.Bintang tersebut tak lagi seimbang dan,jika massa intinya melebihi sekitar 1,4 kali massa matahari,keruntuhan dahsyat terjadi.Bagian luar dari inti mencapai kecepatan hingga 70.000 km/detik karena runtuh ke arah pusat bintang.Sekarang hanya gaya fundamental di dalam sebuah atom yang tersisa untuk melawan keruntuhan gravitasi.Tolakan mekanika kuantum elektron dapat diatasi dan elektron dan proton berfusi menjadi neutron dikemas dengan padat sebagai suatu inti atom.Lapisan terluar bintang akan terlempar keluar angkasa dalam ledakan ''supernova'' yang keras.Jadi sekarang kita punya bintang neutron!
+<span data-segmentid="68" class="cx-segment">Diperkirakan ada sekitar 100 juta bintang neutron di [[Bima Sakti]], sebuah angka yang diperoleh dengan memperkirakan jumlah bintang yang telah mengalami ledakan supernova. <ref>{{Cite book|last=Camenzind|first=Max|title=Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes|date=24 February 2007|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-3-540-49912-1|page=269|url=https://books.google.com/books?id=Nh68nl0abhMC&pg=PA269|bibcode=2007coaw.book.....C}}</ref></span> <span data-segmentid="70" class="cx-segment">Namun, sebagian besar sudah tua dan dingin, dan bintang-bintang neutron hanya dapat dengan mudah dideteksi dalam kasus-kasus tertentu, seperti jika mereka adalah pulsar atau bagian dari sistem biner.</span> <span data-segmentid="71" class="cx-segment">Bintang neutron yang berputar lambat dan tidak bertambah hampir tidak dapat dideteksi; namun, sejak ''[[Teleskop luar angkasa Hubble|Hubble Space Telescope]]'' mendeteksi [[ RX J185635−3754|RX J185635−3754]], beberapa bintang neutron terdekat yang tampak memancarkan hanya radiasi termal yang terdeteksi.</span> <span data-segmentid="74" class="cx-segment">[[ Repeater gamma lunak|Repeater gamma lunak]] diduga merupakan sejenis bintang neutron dengan medan magnet yang sangat kuat, yang dikenal sebagai [[magnetar]], atau sebagai alternatif, bintang neutron dengan cakram fosil di sekitarnya. <ref>{{Cite journal|last=Zhang|first=Bing|last2=Xu|first2=R. X.|last3=Qiao|first3=G. J.|date=2000|title=Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters|journal=The Astrophysical Journal|volume=545|issue=2|pages=127–129|arxiv=astro-ph/0010225|bibcode=2000ApJ...545L.127Z|doi=10.1086/317889|access-date=}}</ref></span>
-'''Ukuran dan Keunikan Bintang Neutron'''
+<span data-segmentid="77" class="cx-segment">Bintang-bintang neutron dalam sistem biner dapat mengalami [[Akresi (astrofisika)|pertambahan]] yang biasanya membuat sistem tersebut cerah dalam [[sinar-X]] sementara materi yang jatuh ke bintang neutron dapat membentuk titik-titik panas yang berputar masuk dan keluar dari pandangan dalam sistem [[ Pulsar sinar-X|pulsar sinar-X yang]] teridentifikasi.</span> <span data-segmentid="81" class="cx-segment">Selain itu, pertambahan tersebut dapat "mendaur ulang" pulsar lama dan berpotensi menyebabkan mereka memperoleh massa dan putaran hingga tingkat rotasi yang sangat cepat, membentuk [[ Pulsar milidetik|pulsar milidetik]] .</span> <span data-segmentid="83" class="cx-segment">Sistem biner ini akan terus [[Evolusi bintang|berevolusi]], dan akhirnya sahabat dapat menjadi [[ Bintang kompak|objek kompak]] seperti bintang kerdil putih atau bintang neutron itu sendiri, meskipun kemungkinan lain termasuk penghancuran lengkap teman melalui [[ablasi]] atau merger.</span> <span data-segmentid="87" class="cx-segment">Penggabungan bintang-bintang neutron biner mungkin menjadi sumber [[Semburan sinar gama|ledakan sinar gamma berdurasi pendek]] dan kemungkinan merupakan sumber [[Gelombang gravitasi|gelombang gravitasi yang]] kuat.</span> <span data-segmentid="90" class="cx-segment">Pada 2017, deteksi langsung ( [[ GW170817|GW170817]] ) dari gelombang gravitasi dari peristiwa semacam itu dilakukan, <ref>{{Cite journal|last=Abbott|first=B. P.|last2=Abbott|first2=R.|last3=Abbott|first3=T. D.|last4=Acernese|first4=F.|last5=Ackley|first5=K.|last6=Adams|first6=C.|last7=Adams|first7=T.|last8=Addesso|first8=P.|last9=Richard|year=2017|title=Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=848|issue=2|pages=L12|arxiv=1710.05833|bibcode=2017ApJ...848L..12A|doi=10.3847/2041-8213/aa91c9}}</ref> dan gelombang gravitasi juga telah secara tidak langsung terdeteksi dalam sistem di mana bintang neutron mengorbit satu sama lain ([[Hulse–Taylor]]).</span>
-Massanya antara 1 dan 3 matahari,tetapi dikompresi ke sebuah objek sekitar 25 kilometer lebarnya dan 500.000 kali massa bumi,dalam bola yang kecil ini yang kira-kira sebesar diameter Manhattan.Ini sangat padat sehingga satu sentimeter kubik bintang neutron mengandung massa yang sama dengan besi kubus 700 meter lebarnya yang kira-kira 1 miliar ton,sebagaimana besar Gunung Everest,dalam ruang seukuran kubus gula.Gaya gravitasi bintang neutron juga sangat mengesankan!Jika anda menjatuhkan objek dari 1 meter di atas permukaannya,objek ini akan menabrak bintang dalam satu mikrodetik dan mempercepat sampai 7,2 juta km / jam.
+<span data-segmentid="93" class="cx-segment">Pada Oktober 2018, para astronom melaporkan bahwa [[ GRB 150101B|GRB 150101B]], peristiwa [[Semburan sinar gama|ledakan sinar gamma]] yang terdeteksi pada 2015, mungkin berhubungan langsung dengan GW170817 yang bersejarah dan terkait dengan [[ Penggabungan bintang neutron|penggabungan]] dua bintang neutron.</span> <span data-segmentid="97" class="cx-segment">Kesamaan antara dua peristiwa, dalam hal [[Sinar gama|sinar gamma]], emisi [[Optika|optik]] dan [[Sinar-X|x-ray]], serta sifat [[galaksi]] tuan rumah yang terkait, "mencolok", menunjukkan dua peristiwa yang terpisah mungkin keduanya merupakan hasil dari merger bintang neutron, dan keduanya mungkin [[ Kilonova|kilonova]], yang mungkin lebih umum di alam semesta daripada yang dipahami sebelumnya, menurut para peneliti. <ref name="EA-20181016">{{Cite news|last=[[University of Maryland]]|title=All in the family: Kin of gravitational wave source discovered - New observations suggest that kilonovae -- immense cosmic explosions that produce silver, gold and platinum--may be more common than thought|url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2018-10/uom-ait101518.php|date=16 October 2018|work=[[EurekAlert!]]|access-date=17 October 2018}}</ref><ref name="NC-20181016">{{Cite journal|last=Troja, E.|displayauthors=etal|date=16 October 2018|title=A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z = 0.1341|journal=[[Nature Communications]]|volume=9|pages=4089|arxiv=1806.10624|bibcode=2018NatCo...9.4089T|doi=10.1038/s41467-018-06558-7|pmc=6191439|pmid=30327476}}</ref><ref name="NASA-20181016">{{Cite news|last=Mohon|first=Lee|title=GRB 150101B: A Distant Cousin to GW170817|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/images/grb-150101b-a-distant-cousin-to-gw170817.html|date=16 October 2018|work=[[NASA]]|access-date=17 October 2018}}</ref><ref name="SPC-20181017">{{Cite web|url=https://www.space.com/42158-another-neutron-star-crash-detected.html|title=Powerful Cosmic Flash Is Likely Another Neutron-Star Merger|last=Wall|first=Mike|date=17 October 2018|website=[[Space.com]]|access-date=17 October 2018}}</ref></span>
-'''Isi dari  Bintang Neutron'''
+== Formasi ==
-Permukaannya sangat datar, dengan penyimpangan 5 milimeter maksimum,dengan atmosfir yang sangat tipis dari plasma panas.Suhu permukaannya
+[[Berkas:Neutronstarsimple.png|jmpl|395x395px|<span data-segmentid="104" class="cx-segment">Representasi sederhana dari pembentukan bintang neutron.</span>]]
-sekitar 1 juta kelvin,dibandingkan dengan 5.800 kelvin untuk Matahari.Mari kita melihat ke dalam bintang neutron!Keraknya sangat keras
+<span data-segmentid="105" class="cx-segment">Setiap bintang [[deret utama]] dengan massa awal di atas 8 kali massa matahari ({{Solar mass|8}}) memiliki potensi untuk menghasilkan bintang neutron.</span> <span data-segmentid="108" class="cx-segment">Saat bintang berevolusi dari urutan utama, pembakaran nuklir selanjutnya menghasilkan inti kaya zat besi.</span> <span data-segmentid="109" class="cx-segment">Ketika semua bahan bakar nuklir dalam inti telah habis, inti harus didukung oleh tekanan degenerasi saja.</span> <span data-segmentid="110" class="cx-segment">Deposit massa lebih lanjut dari pembakaran cangkang menyebabkan inti melebihi [[batas Chandrasekhar]].</span> <span data-segmentid="112" class="cx-segment">Tekanan degenerasi elektron diatasi dan inti runtuh lebih lanjut, mengirim suhu melonjak hingga lebih dari {{Val|5}} Pada suhu ini, [[ Integrasi fotod|fotodisintegrasi]] (pemecahan inti besi menjadi [[Partikel Alfa|partikel alfa]] oleh sinar gamma berenergi tinggi) terjadi.</span> <span data-segmentid="115" class="cx-segment">Ketika suhu naik lebih tinggi lagi, elektron dan proton bergabung membentuk neutron melalui [[penangkapan elektron]], melepaskan banjir [[neutrino]] .</span> <span data-segmentid="118" class="cx-segment">Ketika kepadatan mencapai kepadatan nuklir {{Val|4}}, tekanan degenerasi neutron menghentikan kontraksi.</span> <span data-segmentid="119" class="cx-segment">Selubung luar bintang yang terhenti terhenti dan terlempar ke luar oleh fluks neutrino yang diproduksi dalam penciptaan neutron, menjadi supernova.</span> <span data-segmentid="120" class="cx-segment">Sisa yang tersisa adalah bintang neutron.</span> <span data-segmentid="121" class="cx-segment">Jika sisa memiliki massa lebih besar sekitar {{Solar mass|3}}, akan runtuh lebih lanjut menjadi lubang hitam. <ref>{{Cite book|title=The Birth of Stars and Planets|edition=illustrated|first=John|last=Bally|first2=Bo|last2=Reipurth|publisher=Cambridge University Press|year=2006|isbn=978-0-521-80105-8|page=207|url=https://books.google.com/books?id=Pwy9OtT8u6QC&pg=PA207}}</ref></span>
-dan kemungkinan besar terbuat dari sebuah besi kisi inti atom dengan lautan elektron yang mengalir melaluinya.Semakin dekat kita ke inti, maka semakin sedikit neutron dan proton yang kita lihat sampai hanya terdapat kumpulan neutron padat yang sulit dibedakan.Inti dari bintang neutron ini sangat, sangat aneh.Kami tidak yakin apa sifat nya,tapi dugaan terdekat kami adalah materi ''superfluid neutron'' atau beberapa jenis materi ''quark ultra-padat '' yang disebut ''quark-gluon plasma''.Hal itu tidak masuk akal secara tradisional dan hanya bisa ada dalam lingkungan yang ultra-ekstrim.Dalam banyak hal, bintang neutron
-ini mirip dengan inti atom raksasa.Perbedaan yang paling penting adalah inti atom yang disatukan oleh hubungan yang kuat dan bintang neutron oleh gravitasi.
+<span data-segmentid="122" class="cx-segment">Karena inti dari bintang masif dikompresi selama [[ Supernova tipe II|supernova Tipe II]], [[ Ketik Ib dan Ic supernova|Tipe Ib atau]] [[supernova]] [[ Ketik Ib dan Ic supernova|Tipe Ic]], dan runtuh menjadi bintang neutron, ia mempertahankan sebagian besar [[Momentum sudut|momentum sudutnya]].</span> <span data-segmentid="127" class="cx-segment">Tetapi, karena hanya memiliki sebagian kecil dari jari-jari induknya (dan karenanya [[Momen inersia|momen inersianya]] berkurang tajam), bintang neutron terbentuk dengan kecepatan rotasi yang sangat tinggi, dan kemudian dalam periode yang sangat lama ia melambat.</span> <span data-segmentid="129" class="cx-segment">Bintang neutron diketahui memiliki periode rotasi dari sekitar 1,4 milidetik hingga 30 detik.</span> <span data-segmentid="130" class="cx-segment">Kepadatan bintang neutron juga memberikan [[gravitasi permukaan]] yang sangat tinggi, dengan nilai tipikal berkisar antara 10<sup>12</sup> hingga 10<sup>13</sup> m / s <sup>2</sup> (lebih dari 10<sup>11</sup> kali dari [[Bumi]]).<ref name="Haensel2">{{Cite book|title=Neutron Stars|first=Paweł|last=Haensel|first2=Alexander Y.|last2=Potekhin|first3=Dmitry G.|last3=Yakovlev|isbn=978-0-387-33543-8|publisher=Springer|date=2007}}</ref></span> <span data-segmentid="133" class="cx-segment">Salah satu ukuran gravitasi yang sangat besar adalah kenyataan bahwa bintang-bintang neutron memiliki [[kecepatan lepas]] mulai dari 100.000 km/detik hingga 150.000 km/detik, yaitu dari sepertiga hingga setengah [[Laju cahaya|kecepatan cahaya]].</span> <span data-segmentid="138" class="cx-segment">Gravitasi bintang neutron mempercepat materi infalling ke kecepatan luar biasa.</span> <span data-segmentid="139" class="cx-segment">Kekuatan dampaknya kemungkinan akan menghancurkan atom-atom komponen objek, membuat semua materi identik, dalam banyak hal, ke seluruh bintang neutron.</span>
-'''Benda-Benda Terkait'''
+== Properti ==
-Bintang neutron berputar sangat, sangat cepat,mudanya beberapa kali per detik.Dan jika ada bintang yang malang di dekatnya memberi makan bintang neutron,bintang neutron tersebut dapat memutar hingga beberapa ratus kali per detik.Seperti halnya objek PSRJ1748-2446ad,
-berputar sekitar 252 juta km / jam (24% kecepatan cahaya).Karena objek ini berputar begitu cepat sehingga bintang memiliki bentuk agak aneh.Kami menyebut benda-benda ini pulsar, karena mereka memancarkan sinyal radio yang kuat.Dan medan magnet dari bintang neutron kira-kira 8 triliun kali lebih kuat dari medan magnet Bumi.Begitu kuatnya sehingga atom bisa bengkok ketika memasuki pengaruhnya.Jika bintang neutron dengan binari yang sama tertangkap gravitasi masing-masing lalu bertabrakan menyebabkan sinar gama ''Gamma Ray-Burst'' pendek dan membentuk Black Hole.
+=== Massa dan Suhu ===
-https://www.youtube.com/watch?v=ZW3aV7U-aik                                                                                                                                                                  <gallery mode="traditional">
+<span data-segmentid="142" class="cx-segment">Sebuah bintang neutron memiliki massa setidaknya 1,1 dan mungkin hingga 3 [[massa matahari]] (M<small>☉</small>) (batas [[ Batas Tolman – Oppenheimer – Volkoff|Tolman-Oppenheimer-Volkoff]] ), <ref>{{Cite journal|last=Özel|first=Feryal|last2=Psaltis|first2=Dimitrios|last3=Narayan|first3=Ramesh|last4=Santos Villarreal|first4=Antonio|date=September 2012|title=On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=757|issue=1|pages=13|arxiv=1201.1006|bibcode=2012ApJ...757...55O|doi=10.1088/0004-637X/757/1/55|access-date=}}</ref> <ref name="Chamel">{{Cite journal|last=Chamel|first=N.|last2=Haensel|first2=Paweł|last3=Zdunik|first3=J. L.|last4=Fantina|first4=A. F.|date=19 November 2013|title=On the Maximum Mass of Neutron Stars|journal=International Journal of Modern Physics|volume=1|issue=28|pages=1330018|arxiv=1307.3995|bibcode=2013IJMPE..2230018C|doi=10.1142/S021830131330018X}}</ref> meskipun perkiraan terbaru menempatkan batas atas pada {{Solar mass|2.16}}. <ref>{{Cite journal|last=Rezzolla|first=Luciano|last2=Most|first2=Elias R.|last3=Weih|first3=Lukas R.|year=2018|title=Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=852|issue=2|pages=L25|arxiv=1711.00314|bibcode=2018ApJ...852L..25R|doi=10.3847/2041-8213/aaa401}}</ref></span> <span data-segmentid="146" class="cx-segment">Massa maksimum bintang neutron yang diamati adalah sekitar [[ PSR J0348 + 0432|{{Solar mass|2.01}}]].</span> <span data-segmentid="148" class="cx-segment">Namun secara umum, [[bintang padat]] kurang dari {{Solar mass|1.39}} ([[batas Chandrasekhar]]) adalah [[katai putih]], sedangkan bintang padat dengan massa antara {{Solar mass|1.4}}</span> <span data-segmentid="148" class="cx-segment">dan {{Solar mass|2.16}} haruslah bintang neutron (meskipun ada interval beberapa persepuluh massa matahari di mana massa bintang neutron bermassa rendah dan kurcaci putih bermassa tinggi dapat tumpang tindih).</span> <span data-segmentid="153" class="cx-segment">Diperkirakan melampaui {{Solar mass|2.16}}</span> <span data-segmentid="153" class="cx-segment">sisa bintang akan mengatasi [[ Masalah yang merosot|tekanan degenerasi neutron]] dan [[ Keruntuhan gravitasi|keruntuhan gravitasi]] biasanya akan terjadi untuk menghasilkan lubang hitam, meskipun massa terkecil yang diamati dari [[ Lubang hitam bintang|lubang hitam bintang]] adalah sekitar {{Solar mass|5}}. <ref name="Black Hole">[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html], a {{Solar mass|10}} star will collapse into a black hole.</ref></span> <span data-segmentid="157" class="cx-segment">Antara {{Solar mass|2.16}}</span> <span data-segmentid="157" class="cx-segment">dan {{Solar mass|5}}, bintang-bintang hipotetis seperti bintang-bintang [[ Bintang quark|kuark]] dan [[bintang electroweak]] telah diusulkan, tetapi tidak ada yang terbukti ada. <ref name="Black Hole" /></span>
-File:Type 1c Gamma Ray Burst 01.jpg|
-</gallery>
+<span data-segmentid="160" class="cx-segment">Suhu di dalam bintang neutron yang baru terbentuk adalah sekitar [[ Pesanan magnitudo (angka)|10<sup>11</sup>]] hingga [[ 10 ^ 12|10<sup>12</sup>]] [[kelvin]]. <ref name="Miller">{{Cite journal|last=Lattimer|first=James M.|year=2015|title=Introduction to neutron stars|url=http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html|journal=American Institute of Physics Conference Series|series=AIP Conference Proceedings|volume=1645|issue=1|pages=61–78|bibcode=2015AIPC.1645...61L|doi=10.1063/1.4909560|access-date=2007-11-11}}</ref></span> <span data-segmentid="164" class="cx-segment">Namun, jumlah besar [[neutrino]] yang dipancarkannya membawa begitu banyak energi sehingga suhu bintang neutron yang terisolasi turun dalam beberapa tahun menjadi sekitar [[ Pesanan magnitudo (angka)|10<sup>6</sup>]] kelvin. <ref name="Miller" /></span> <span data-segmentid="167" class="cx-segment">Pada suhu yang lebih rendah ini, sebagian besar cahaya yang dihasilkan oleh bintang neutron berada dalam sinar-X.</span>
+=== Kepadatan dan Tekanan ===
+<span data-segmentid="169" class="cx-segment">Bintang-bintang neutron memiliki kerapatan keseluruhan {{val|3.7|e=17}} hingga {{val|5.9|e=17|u=kg/m<sup>3</sup>}} ({{val|2.6|e=14}} hingga {{val|4.1|e=14}} kali kerapatan Matahari), <ref group="lower-alpha">{{Val|3.7}} derives from mass {{Val|2.68}} / volume of star of radius 12&nbsp;km; {{Val|5.9}} derives from mass {{Val|4.2}} per volume of star radius 11.9&nbsp;km</ref> yang sebanding dengan kerapatan perkiraan [[inti atom]] {{val|3|e=17|u=kg/m3}} . <ref>{{Cite web|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html|title=Calculating a Neutron Star's Density|access-date=2006-03-11}} NB 3{{E-sp|17}}&nbsp;kg/m<sup>3</sup> is {{Val|3}}</ref></span> <span data-segmentid="171" class="cx-segment">Kepadatan bintang neutron bervariasi dari sekitar {{Val|1}} di kerak bumi, meningkat dengan kedalaman , menjadi sekitar {{val|6|e=17}} atau {{val|8|e=17|u=kg/m3}} (lebih padat dari inti atom) lebih dalam. <ref name="Miller2">{{Cite journal|last=Lattimer|first=James M.|year=2015|title=Introduction to neutron stars|url=http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html|journal=American Institute of Physics Conference Series|series=AIP Conference Proceedings|volume=1645|issue=1|pages=61–78|bibcode=2015AIPC.1645...61L|doi=10.1063/1.4909560|access-date=2007-11-11}}</ref></span> <span data-segmentid="172" class="cx-segment">Bintang neutron sangat padat sehingga satu sendok teh (5 [[Liter|mililiter]] ) dari materialnya memiliki massa lebih dari {{val|5.5|e=12|u=kg}}, sekitar 900 kali massa [[Piramida Agung Giza]].</span> <span data-segmentid="175" class="cx-segment">Dalam medan gravitasi yang sangat besar dari bintang neutron, sendok teh material itu akan [[Berat|berbobot]] {{val|1.1|e=25|u=N}} yang mana 15 kali lebih berat jika [[Bulan]] ditempatkan di permukaan bumi. <ref group="lower-alpha">The average density of material in a neutron star of radius 10&nbsp;km is {{Val|1.1}}. Therefore, 5&nbsp;ml of such material is {{Val|5.5}}, or 5 500 000 000 [[Ton|metric tons]]. This is about 15 times the total mass of the human world population. Alternatively, 5&nbsp;ml from a neutron star of radius 20&nbsp;km radius (average density {{Val|8.35}}) has a mass of about 400 million metric tons, or about the mass of all humans. The gravitational field is ca. {{Val|2}}''g'' or ca. {{Val|2}} N/kg. Moon weight is calculated at 1''g''.</ref></span> <span data-segmentid="178" class="cx-segment">Seluruh massa Bumi pada kerapatan bintang neutron akan masuk ke dalam bola berdiameter 305 m (ukuran [[Observatorium Arecibo]] ).</span> <span data-segmentid="180" class="cx-segment">Tekanan meningkat dari {{val|3.2|e=31}} ke {{val|1.6|e=34|u=Pa}} dari kerak dalam ke pusat. <ref>{{Cite journal|last=Ozel|first=Feryal|last2=Freire|first2=Paulo|date=2016|title=Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars|journal=Annu. Rev. Astron. Astrophys.|volume=54|issue=1|pages=401–440|arxiv=1603.02698|bibcode=2016ARA&A..54..401O|doi=10.1146/annurev-astro-081915-023322}}</ref></span>
+<span data-segmentid="181" class="cx-segment">[[Persamaan keadaan]] materi pada kepadatan tinggi seperti itu tidak diketahui secara pasti karena kesulitan teoretis yang terkait dengan ekstrapolasi kemungkinan perilaku [[Kromodinamika kuantum|kromodinamik kuantum]], [[superkonduktivitas]], dan [[Superfluida|superfluiditas]] materi di negara-negara tersebut.</span> <span data-segmentid="186" class="cx-segment">Masalahnya diperburuk oleh kesulitan empiris dalam mengamati karakteristik objek apapun yang berjarak ratusan [[parsec]], atau lebih jauh.</span>
+<span data-segmentid="188" class="cx-segment">Bintang neutron memiliki beberapa sifat [[inti atom]], termasuk kerapatan (dalam urutan besarnya) dan tersusun atas [[nukleon]].</span> <span data-segmentid="191" class="cx-segment">Dalam tulisan ilmiah populer, bintang-bintang neutron kadang-kadang digambarkan sebagai "inti raksasa".</span> <span data-segmentid="192" class="cx-segment">Namun, dalam hal lain, bintang-bintang neutron dan inti atom sangat berbeda.</span> <span data-segmentid="193" class="cx-segment">Nukleus disatukan oleh [[Gaya nuklir kuat|interaksi yang kuat]], sedangkan bintang neutron disatukan oleh [[gravitasi]] .</span> <span data-segmentid="196" class="cx-segment">Kepadatan nukleus seragam, sedangkan bintang-bintang neutron diperkirakan terdiri dari banyak lapisan dengan komposisi dan densitas yang berbeda-beda.</span>
+<br />
+== Referensi ==
+{{reflist}}
+[[Kategori:Jenis bintang]]