Bintang padat
Dalam astronomi, istilah Bintang padat atau sering disebut Bintang Kompak (atau benda padat) (Inggris:Compact star) secara kolektif mengacu pada katai putih, bintang neutron, dan lubang hitam. Benda seperti itu dikatakan benda padat jika benda padat dan hipotetis seperti itu memang benar adanya. Semua benda padat memiliki massa relatif sangat tinggi dibandingkan jari-jarinya, sehingga memberikan massa jenis yang amat tinggi, dibandingkan dengan materi atom biasa.
Bintang padat sering kali menjadi titik akhir dari evolusi bintang, dan dalam hal ini juga disebut sisa-sisa bintang. Keadaan dan jenis sisa bintang ini bergantung terutama pada massa bintang tempat ia terbentuk. Istilah ambigu bintang padat sering digunakan ketika sifat sebenarnya dari bintang tersebut tidak diketahui, tetapi memiliki bukti yang menunjukkan bahwa ia memiliki radius yang sangat kecil dibandingkan dengan bintang biasa. Bintang padat yang bukan lubang hitam bisa disebut sebagai bintang degenerasi. Pada 1 Juni 2020, para astronom melaporkan sebuah sumber gelombang radio, Fast Radio Bursts (FRBs), yang sekarang mungkin merupakan hasil dari peristiwa "penggabungan salah satu Bintang kompak dengan magnetar yang menimbulkan supernova keruntuhan inti normal".[1][2]
Pembentukan[sunting | sunting sumber]
Biasanya titik akhir evolusi bintang merupakan awal pembentukan bintang padat.
Sebagian besar bintang pada akhirnya akan mencapai titik akhir evolusinya yang dimana ketika tekanan radiasi luar dari fusi nuklir di bagian dalamnya tidak dapat lagi menahan gaya gravitasinya. Ketika ini terjadi, bintang tersebut runtuh karena massanya sendiri dan mengalami proses kematian bintang. Bagi kebanyakan bintang, hal ini akan menghasilkan pembentukan sisa bintang yang sangat padat, yang juga dikenal sebagai bintang padat.
Bintang kompak bisa memproduksi energi internal, tetapi akan—dengan pengecualian lubang hitam—biasanya hanya memancar energinya selama jutaan tahun dengan sisa panas yang tersisa dari keruntuhan itu sendiri.[3]
Menurut pemahaman terbaru, bintang kompak juga bisa terbentuk selama pemisahan fase alam semesta awal setelah Big Bang. Asal mula bintang padat yang diketahui belum ditentukan dengan pasti.
Sepanjang keberadaan[sunting | sunting sumber]
Meskipun bintang padat dapat memancarkan energi, dan dengan demikian akan mendingin dan kehilangan energi, mereka tidak bergantung pada suhu tinggi untuk mempertahankan strukturnya, seperti halnya bintang biasa. Kecuali jika terjadi gangguan eksternal dan peluruhan proton, mereka dapat bertahan hampir selamanya. Lubang hitam diyakini akan berakhir menguap dari radiasi Hawking setelah triliunan tahun. Menurut model standar kosmologi fisik, semua bintang pada akhirnya akan berevolusi menjadi bintang padat yang dingin dan gelap, pada saat Semesta memasuki era disebut era degenerasi di masa depan yang sangat jauh.
Definisi benda padat yang agak lebih luas sering kali mencakup benda padat yang lebih kecil seperti planet, asteroid, dan komet. Terdapat variasi yang luar biasa dari bintang dan materi gumpalan panas lainnya, tetapi semua materi di alam semesta pada akhirnya harus berakhir sebagai suatu bentuk bintang padat atau objek subbintang, menurut interpretasi teoritis termodinamika saat ini.
Katai putih[sunting | sunting sumber]
Bintang-bintang yang disebut katai putih atau kerdil putih degenerasi sebagian besar terdiri dari materi degenerasi; biasanya intinya merupakan karbon dan oksigen dimana lautan elektron degenerasi berada. Katai putih muncul dari inti bintang deret utama dan oleh karena itu, mereka sangat panas saat terbentuk. Saat mendingin, warnanya akan memerah dan meredup sampai akhirnya menjadi katai hitam. Katai putih diamati pada abad ke-19, tetapi kepadatan dan tekanan yang sangat tinggi yang dikandungnya tidak dijelaskan hingga tahun 1920-an.
Persamaan keadaan hal degenerasi adalah "kelunakannya", yang berarti bahwa penambahan lebih banyak massa akan menghasilkan sebuah objek yang lebih kecil. Yang berlanjut pada penambahan massa katai putih, benda tersebut mengecil dan kepadatan intinya menjadi lebih besar, dengan energi elektron yang berdegenerasi lebih tinggi. Setelah massa bintang yang degenerasi tumbuh cukup besar maka jari-jarinya mengecil menjadi hanya beberapa ribu kilometer, yang massanya akan mendekati batas Chandrasekhar - batas atas teoritis massa katai putih, yaitu 1,4 kali massa Matahari (M☉).
Jika materi dipindahkan dari inti katai putih dan dikompresi perlahan, elektron pertama-tama akan bergabung dengan intinya, dan mengubahnya menjadi proton yang kemudian menjadi neutron dengan peluruhan proses yang terbalik. Kesetimbangan akan bergeser ke arah inti yang lebih berat, dan lebih kaya neutron yang tidak stabil pada kerapatan seiring berjalannya waktu. Dengan meningkatnya densitas ini, inti ini menjadi lebih besar dan ikatannya berkurang. Pada kerapatan kritis sekitar 4 × 1014 kg/m3 - yang disebut “garis tetes neutron”- inti atom akan cenderung larut menjadi proton dan neutron yang tidak terikat. Jika dikompresi lebih lanjut, akhirnya akan mencapai titik di mana materi berada pada urutan massa jenis inti atom - sekitar 2 × 10 17 kg/m3 . Pada kerapatan itu, materi akan menjadi neutron bebas, dengan hamburan cahaya proton dan elektron.
Bintang neutron[sunting | sunting sumber]
Dalam bintang biner tertentu yang mengandung katai putih, biasanya akan terjadi perpindahan massa dari bintang pendamping ke katai putih, yang akhirnya mendorongnya melewati batas Chandrasekhar. Elektron akan bereaksi terhadap proton dan akhirnya membentuk neutron dan demikian tidak lagi bisa memasok tekanan yang diperlukan untuk menahan gravitasi, yang menyebabkan bintang tersebut runtuh. Jika inti bintang sebagian besar terdiri dari karbon dan oksigen, maka keruntuhan gravitasi seperti itu akan memicu fusi karbon dan oksigen yang tak terkendali, menghasilkan supernova Tipe Ia yang sepenuhnya menghancurkan bintang tersebut sebelum keruntuhan dapat menjadi tidak dapat diubah. Jika bagian inti sebagian besar terdiri dari magnesium atau elemen yang lebih berat, keruntuhan terus berlanjut. Ketika kerapatan semakin meningkat, elektron yang tersisa bereaksi dengan proton untuk membentuk lebih banyak neutron. Keruntuhan berlanjut sampai (pada kepadatan yang lebih tinggi) neutron menjadi degenerasi. Keseimbangan baru dimungkinkan setelah bintang menyusut tiga kali lipat, menjadi hanya memiliki radius antara 10 dan 20 km, yang akhirnya membuat objek yang dinamakan bintang neutron.
Walaupun bintang neutron pertama tidak teramati sampai tahun 1967 ketika radio pulsar pertama ditemukan, bintang neutron diusulkan oleh Baade dan Zwicky pada tahun 1933, hanya satu tahun setelah neutron ditemukan pada tahun 1932. Mereka menyadari bahwa karena bintang neutron sangat padat, Runtuhnya bintang biasa menjadi bintang neutron akan membebaskan energi potensial gravitasi dalam jumlah besar, yang memberikan penjelasan yang mungkin untuk supernova. Ini merupakan penjelasan untuk supernova tipe Ib, Ic, dan II. Supernova semacam itu terjadi ketika inti besi dari bintang masif melebihi batas Chandrasekhar dan runtuh menjadi bintang neutron.
Seperti elektron, neutron adalah fermion. Oleh karena itu, mereka dapat memberikan tekanan degenerasi neutron untuk mendukung bintang neutron agar tidak runtuh. Selain itu, interaksi neutron-neutron repulsif akan memberikan tekanan tambahan. Seperti batas Chandrasekhar untuk katai putih, ada massa pembatas untuk bintang neutron: batas Tolman-Oppenheimer-Volkoff, di mana gaya-gaya ini tidak lagi cukup untuk menahan bintang. Karena gaya dalam materi hadronik padat tidak dipahami dengan baik, batas ini tidak diketahui secara pasti tetapi diperkirakan antara 2 dan 3 M☉. Jika suatu massa bertambah lebih banyak ke sebuah bintang neutron, akhirnya batas massa ini akan tercapai dan terjadi selanjutnya tidak diketahui.
Lubang hitam[sunting | sunting sumber]
Semakin banyak massa yang terakumulasi, maka kesetimbangan terhadap keruntuhan gravitasi melebihi titik putusnya. Setelah tekanan bintang tidak cukup untuk melawan gravitasinya, kehancuran gravitasi yang dahsyat terjadi dalam hitungan milidetik. kecepatan lepas di permukaan dengan setidaknya 1/3 kecepatan cahaya, akan mencapai kecepatan cahaya. Pada titik itu tidak ada energi atau materi yang dapat lolos dan lubang hitam telah terbentuk. Karena semua cahaya dan materi terperangkap dalam cakrawala peristiwa, lubang hitam akan terlihat - berwarna hitam, kecuali kemungkinan radiasi Hawking yang sangat redup. Diasumsikan bahwa keruntuhan akan berlanjut di dalam cakrawala peristiwa.
Dalam teori klasik relativitas umum, singularitas gravitasi yang ditempati tidak lebih akan melebihi satu titik ketika akan terbentuk. Mungkin ada penghentian baru dari bencana keruntuhan gravitasi dengan ukuran yang sebanding dengan panjang Planck, tetapi sejauh ini tidak ada teori gravitasi yang diketahui untuk memprediksi apa yang akan terjadi. Penambahan massa ekstra ke lubang hitam akan menyebabkan jari-jari cakrawala peristiwanya meningkat secara linier dengan massa singularitas pusat. Ini akan menyebabkan perubahan tertentu pada lubang hitam, seperti mengurangi tegangan pasang surut di dekat cakrawala peristiwa, dan mengurangi kekuatan medan gravitasi di cakrawalanya. Namun, tidak akan ada perubahan kualitatif lebih lanjut dalam struktur yang terkait dengan peningkatan massa.
Model lubang hitam alternatif[sunting | sunting sumber]
- Fuzzball
- Bintang grava
- Bintang energi gelap[4]
- Bintang hitam[4]
- Magnetosfer benda yang runtuh selamanya
- Bintang gelap[4]
- Lubang hitam primordial
Bintang eksotis[sunting | sunting sumber]
Bintang eksotis adalah bintang padat hipotetis yang terdiri dari materi sesuatu selain elektron, proton, dan neutron yang seimbang terhadap keruntuhan gravitasi oleh tekanan degenerasi atau sifat kuantum lainnya. Dalam hal ini termasuk bintang strange kuark (terdiri dari Strange quark) dan bintang preon yang lebih spekulatif (terdiri dari preon).
Bintang eksotis bersifat hipotetis, tetapi pengamatan yang dirilis oleh Chandra X-Ray Observatory pada 10 April 2002 mendeteksi dua kandidat bintang Strange kuark, yaitu RX J1856.5-3754 dan 3C58, yang sebelumnya dianggap sebagai bintang neutron. Berdasarkan hukum fisika yang diketahui, yang pertama kali tampak namun jauh lebih kecil dan yang paling terakhir, jauh lebih dingin dari yang seharusnya, yang menunjukkan bahwa mereka terdiri dari materi yang lebih padat daripada neutronium. Namun, pengamatan ini disambut dengan skeptis oleh para peneliti yang mengatakan bahwa hasilnya tidak meyakinkan.
Bintang kuark dan bintang strange kuark[sunting | sunting sumber]
Jika bintang neutron memiliki suhu tinggi, mereka akan terurai menjadi komponen quark mereka, dan membentuk materi yang dikenal sebagai materi quark. Dalam hal ini, bintang akan menyusut lebih jauh dan menjadi lebih padat, tetapi bukannya runtuh total ke dalam lubang hitam, mungkin saja bintang tersebut dapat menstabilkan dirinya sendiri dan bertahan dalam keadaan ini tanpa batas, selama tidak ada massa lagi yang bertambah. Sampai batas tertentu, akan menjadi nukleon yang sangat besar. Bintang dalam keadaan hipotetis seperti ini disebut "bintang quark " atau lebih khusus lagi "bintang aneh". Pulsar 3C58 telah diusulkan sebagai kemungkinan kandidat bintang quark. Sebagian besar bintang neutron diperkirakan memiliki inti yang mengandung materi quark, tetapi hal ini sulit dibuktikan karena ditentukan secara observasi.
Bintang Preon[sunting | sunting sumber]
Bintang preon adalah jenis yang bintang yang diusul dari jenis bintang padat yang terbuat dari preon, sekelompok partikel subatomik yang masih hipotetis. Bintang Preon diperkirakan memiliki kepadatan yang sangat besar, melebihi 1023 kilogram per meter kubik - antara bintang quark dan lubang hitam. Bintang Preon terbentuk dari ledakan supernova atau Big Bang; Namun, pengamatan saat ini dari akselerator partikel menentang keberadaan bintang preon.
Bintang Q[sunting | sunting sumber]
Bintang Q adalah bintang neutron yang lebih padat hipotetis dengan keadaan materi eksotis di mana nomor partikelnya dipertahankan dengan jari-jari kurang dari 1,5 kali jari-jari Schwarzschild yang sesuai. Bintang Q juga disebut sebagai "lubang abu-abu".
Bintang elektro lemah[sunting | sunting sumber]
Bintang elektro lemah adalah jenis bintang teoritis dari bintang eksotis, dimana keruntuhan gravitasi dari bintang dicegah oleh tekanan radiasi yang dihasilkan dari pembakaran elektro, yaitu, energi yang dilepaskan oleh peluruhan quark menjadi lepton melalui gaya elektro lemah. Proses ini terjadi di inti bintang yang hanya hanya memiliki ukuran kira-kira sebesar buah apel, namun bermassa sekitar dua massa Bumi.[5]
Bintang Boson[sunting | sunting sumber]
Bintang boson adalah objek bintang astronomi hipotetis yang terbentuk dari partikel yang disebut boson (bintang konvensional terbentuk dari fermion). Agar jenis bintang ini ada, harus ada jenis boson yang stabil dengan interaksi dirinya. Hingga 2016 tidak ada bukti signifikan bahwa bintang seperti itu ada. Namun, mereka dapat dideteksi dengan radiasi gravitasi yang dipancarkan oleh sepasang bintang boson yang saling mengorbit bersama.[6][7]
Lihat pula[sunting | sunting sumber]
Referensi[sunting | sunting sumber]
- ^ Bhandari, Shivani; Sadler, Elaine M.; Prochaska, J. Xavier; Simha, Sunil; Ryder, Stuart D.; Marnoch, Lachlan; Bannister, Keith W.; Macquart, Jean-Pierre; Flynn, Chris (2020-06-01). "The Host Galaxies and Progenitors of Fast Radio Bursts Localized with the Australian Square Kilometre Array Pathfinder". The Astrophysical Journal. 895 (2): L37. doi:10.3847/2041-8213/ab672e. ISSN 2041-8213.
- ^ Creating Powerful Radio. Elsevier. 2007. hlm. 55–70. ISBN 978-0-240-51928-9.
- ^ Tauris, T. M.; van den Heuvel, E. P. J. Compact Stellar X-ray Sources. Cambridge: Cambridge University Press. hlm. 623–666. ISBN 978-0-511-53628-1.
- ^ a b c Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (2009-10-12). "Small, dark, and heavy: But is it a black hole?". Proceedings of Black Holes in General Relativity and String Theory — PoS(BHs, GR and Strings). Trieste, Italy: Sissa Medialab. doi:10.22323/1.075.0010.
- ^ Shiga, David (2010-01). "Exotic stars may mimic big bang". New Scientist. 205 (2742): 10. doi:10.1016/s0262-4079(10)60019-x. ISSN 0262-4079.
- ^ Schutz, Bernard (2003-12-04). Gravity from the Ground Up. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-45506-0.
- ^ Palenzuela, C.; Lehner, L.; Liebling, S. L. (2008-02-20). "Orbital dynamics of binary boson star systems". Physical Review D. 77 (4). doi:10.1103/physrevd.77.044036. ISSN 1550-7998.
Bibliografi[sunting | sunting sumber]
- Blaschke, D.; Fredriksson, S.; Grigorian, H.; Öztaş, A.; Sandin, F. (2005). "Phase diagram of three-flavor quark matter under compact star constraints". Physical Review D. 72 (6): 065020. arXiv:hep-ph/0503194
. Bibcode:2005PhRvD..72f5020B. doi:10.1103/PhysRevD.72.065020. - Sandin, F. (2005). "Compact stars in the standard model – and beyond". European Physical Journal C. 40 (2): 15–22. arXiv:astro-ph/0410407 . Bibcode:2005EPJC...40...15S. doi:10.1140/epjcd/s2005-03-003-y.
- Sandin, F. (2005). Exotic Phases of Matter in Compact Stars (Tesis). Luleå University of Technology. http://epubl.luth.se/1402-1757/2005/25/LTU-LIC-0525-SE.pdf.
| Tipe |  | |
|---|---|---|
| Ukuran | ||
| Formasi | ||
| Properti | ||
| Model | ||
| Masalah | ||
| Metrik | ||
| Daftar | ||
| Terkait | ||
