Bintang neutron

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Loncat ke navigasi Loncat ke pencarian
Tampilan simulasi Bintang neutron, terlihat Lensa gravitasi di sekeliling Bintang neutron tersebut, yang membuat terlihat terdistorsi.
Radiasi dari pulsar PSR B1509-58 yang berputar cepat membuat gas di dekatnya memancarkan sinar-X (emas) dan menerangi seluruh nebula, terlihat dalam gambar sinar inframerah (biru dan merah).

Bintang neutron adalah inti Bintang yang yang telah runtuh dari bintang super raksasa masif yang telah mengalami supernova, yang memiliki massa total antara 10 hingga 25 massa matahari, namun massanya bisa lebih jika bintang tersebut Kaya logam.[1] Bintang neutron adalah objek bintang terkecil dan terpadat di Alam Semesta, tidak termasuk lubang hitam, lubang putih hipotetis, bintang quark, dan Strange star.[2] Bintang neutron memiliki radius sekitar 10 kilometer (6,2 mil) dan bermassa sekitar 1,4 massa matahari.[3] Mereka dihasilkan dari ledakan supernova dari bintang masif, dikombinasikan dengan keruntuhan gravitasi, yang memampatkan inti melewati kerapatan bintang katai putih ke inti atom.

Setelah terbentuk, bintang neutron tidak lagi aktif menghasilkan panas atau energi, dan mendingin dengan seiring waktu; Namun, bintang neutron mungkin masih bisa berkembang lebih jauh melalui tabrakan atau akresi. Sebagian besar model dasar ilmiah menyiratkan bahwa hampir seluruh bintang neutron partikel neutron (partikel subatomik tanpa muatan listrik netto dan dengan massa yang sedikit lebih besar dari proton); elektron dan proton yang ada dalam materi normal dapat bergabung dan membentuk neutron pada kondisi bintang neutron. Bintang neutron sebagian didukung untuk melawan keruntuhan lebih lanjut oleh tekanan degenerasi neutron, sebuah fenomena yang hanya dapat dijelaskan oleh prinsip pengecualian Pauli, seperti halnya katai putih yang didukung melawan keruntuhan oleh tekanan degenerasi elektron. Namun, tekanan degenerasi neutron tidak cukup untuk menahan objek dengan massa di atas 0,7 M[4][5] dan gaya nuklir repulsif memainkan peran yang lebih besar dalam mendukung bintang neutron yang jauh lebih masif.[6][7] Jika sisa bintang memiliki massa melebihi batas Tolman– Oppenheimer–Volkoff sekitar 2 kali massa matahari, kombinasi tekanan degenerasi dan gaya nuklirnya tidak cukup untuk menahan massa bintang neutron dan kemudian runtuh menjadi lubang hitam.

Bintang neutron yang diamati biasanya memiliki suhu yang sangat panas, yakni memiliki suhu permukaan sekitar 600.000 K.[8][9][10][11] Mereka sangat padat sehingga kotak korek api berukuran normal yang berisi bahan bintang neutron pun akan memiliki berat sekitar 3 miliar ton (berat yang sama dengan bongkahan 0,5 kilometer kubik bumi/ kubus dengan tepi sekitar 800 meter) dari permukaan bumi.[12][13] Medan magnet Bintang neutron berkekuatan antara 108 - 1015 (100 juta hingga 1 kuadriliun) kali lebih kuat dari medan magnet Bumi. Medan gravitasi di permukaan bintang ini adalah sekitar 2 × 1011 (200 miliar) kali lebih kuat dari medan gravitasi bumi.

Saat inti bintang runtuh, laju rotasinya meningkat sebagai akibat dari kekekalan momentum sudut, dan bintang neutron baru yang terbentuk sehingga memiliki putaran hingga beberapa ratus kali per detik. Beberapa bintang neutron memancarkan berkas 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 neutron memang benar ada. Radiasi dari pulsar diperkirakan dipancarkan dari daerah dekat kutub magnet Bintang neutron. Jika kutub magnet tidak bertepatan dengan sumbu rotasi bintang neutron, pancaran pancarannya akan menyapu langit, dan bila dilihat dari kejauhan, jika pengamat berada di suatu tempat di jalur pancarannya, maka akan terlihat sebagai pulsa radiasi yang muncul dari titik tetap di ruang angkasa (yang disebut "efek mercusuar"). Bintang neutron dengan putaran tercepat yang diketahui adalah PSR J1748-2446ad, berputar dengan kecepatan 716 kali per detik[14] atau 43.000 putaran per menit, yang memberikan kecepatan linier di permukaan dengan urutan 0,24 c (yaitu, hampir seperempat kecepatan cahaya).

Diperkirakan terdapat sekitar satu miliar bintang neutron di Bima Sakti,[15] dan setidaknya beberapa ratus juta, angka tersebut diperoleh dengan memperkirakan berapa jumlah bintang yang telah mengalami ledakan supernovadi Bima Sakit.[16] Namun, sebagian besar bintang neutron sudah tua dan dingin serta sangat sedikit pancarannya; kebanyakan bintang neutron yang telah terdeteksi terjadi hanya dalam situasi tertentu di mana mereka meradiasikan, seperti jika mereka adalah pulsar atau bagian dari sistem biner. Bintang-bintang neutron yang berotasi lambat dan non-akresi hampir tidak dapat dideteksi; namun, sejak deteksi Teleskop Luar Angkasa Hubble RX J185635−3754, beberapa bintang neutron terdekat yang tampaknya hanya memancarkan radiasi termal telah terdeteksi. Repeater gamma lembut diduga sebagai jenis bintang neutron dengan medan magnet yang sangat kuat, yang disebut magnetar, atau bintang neutron dengan cakram fosil di sekelilingnya.[17]

Bintang neutron dalam sistem biner dapat mengalami Akresi yang biasanya membuat sistemnya menjadi lebih terang dalam sinar-X sementara materi yang jatuh ke bintang neutron dapat membentuk titik panas yang berputar masuk dan keluar dari pandangan dalam sistem pulsar sinar-X yang teridentifikasi. Selain itu, akresi tersebut dapat "Memperbaiki ulang" pulsar tua dan berpotensi menyebabkannya memperoleh massa baru dan membuatnya berputar lebih cepat hingga kecepatan rotasi yang sangat cepat, yang akhirnya membentuk objek yang disebut pulsar milidetik. Sistem biner ini akan terus mendekati satu sama lain, dan pada akhirnya menabrak satu sama lain yang dapat menjadi objek kompak seperti katai putih atau bintang neutron itu sendiri, meskipun kemungkinan lain termasuk penghancuran total pasangan tersebut melalui ablasi atau bergabung. Penggabungan bintang-bintang neutron biner mungkin menjadi sumber semburan sinar gamma berdurasi pendek dan kemungkinan besar merupakan sumber gelombang gravitasi terkuat. Pada tahun 2017, sebuah gelombang gravitasi berhasil di deteksi secara langsung (GW170817),[18] dan gelombang gravitasi lainnya juga telah terdeteksi secara tidak langsung dalam sistem di mana dua bintang neutron mengorbit satu sama lain.

Pembentukan[sunting | sunting sumber]

Representasi sederhana dari pembentukan Bintang neutron.

Setiap bintang deret utama dengan massa awal di atas 8 kali massa matahari (8 M) berpotensi menghasilkan bintang neutron. Saat bintang berevolusi dari deret utama, pembakaran nuklir di intinya selanjutnya akan menghasilkan inti yang kaya akan besi. Ketika semua bahan bakar nuklir di dalam inti telah habis, inti tersebut hanya didukung oleh tekanan degenerasi biasa. Endapan massa lebih lanjut dari pembakaran cangkang menyebabkan intinya melebihi batas Chandrasekhar. Tekanan degenerasi elektron diatasi dan inti bintang runtuh lebih lanjut, menyebabkan suhu melonjak ke atas 5 × 109  K. Pada suhu ini, fotodisintegrasi (pemecahan inti besi menjadi partikel alfa oleh sinar gamma berenergi tinggi) terjadi. Saat suhu naik lebih tinggi, elektron dan proton bergabung membentuk neutron melalui penangkapan elektron, menyebabkan terbentuknya samudra neutrino. Saat kepadatan mencapai kepadatan inti4 × 10 17  kg/m3, kombinasi gaya tolak kuat dan tekanan degenerasi neutron menghentikan kontraksi.[19] Selubung luar bintang yang jatuh terhenti dan terlempar keluar oleh fluks neutrino yang dihasilkan dalam penciptaan neutron, dan terjadilah supernova. Sisa yang tersisa adalah bintang neutron. Jika sisa massa bintang yang mengalami supernova memiliki massa sekitar 3 M, ia akan runtuh lebih jauh menjadi lubang hitam.[20]

Sebagai inti dari sebuah bintang masif terkompresi selama supernova Tipe II atau Tipe Ib atau Supernova Tipe Ic, dan runtuh menjadi bintang neutron, ia tetap sebagian besar nya momentum sudut. Tetapi, karena hanya memiliki sebagian kecil dari jari-jari dahulunya (dan karena itu momen inersianya berkurang tajam), sebuah 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. Densitas bintang neutron juga memberikan gravitasi permukaan yang sangat tinggi, dengan nilai tipikal berkisar dari 1012 hingga 1013  m/s2 (lebih dari 1011 kali lipat dari gravitasi Bumi).[21] Salah satu gravitasi yang begitu besar yang dimilikinya memuat fakta bahwa bintang neutron memiliki kecepatan lepas yang berkisar dari 100.000 km/s hingga 150.000 km/s , yaitu sekitar sepertiga hingga setengah kecepatan cahaya. Gravitasi bintang neutron mempercepat materi yang jatuh ke kecepatan yang luar biasa. Kekuatan tumbukannya kemungkinan akan menghancurkan objek komponen atom, membuat semua materi identik, dalam banyak hal, dengan sisa bintang neutron.

Struktur[sunting | sunting sumber]

Penampang bintang neutron. Massa jenis adalah ρ0 atau massa jenis materi inti saturasi, di mana nukleon mulai bersentuhan.

Pemahaman saat ini tentang struktur bintang neutron ditentukan oleh model matematika yang ada, tetapi beberapa detail dapat diambil melalui studi tentang osilasi bintang neutron. Asteroseismologi, sebuah studi yang diterapkan pada bintang biasa, dapat mengungkapkan struktur dalam bintang neutron dengan menganalisis spektrumosilasi bintang yang diamati.[11]

Model saat ini menunjukkan bahwa materi di permukaan bintang neutron terdiri dari inti atom biasa yang dihancurkan menjadi kisi padat dengan lautan elektron yang mengalir melalui celah di antaranya. Ada kemungkinan inti di permukaannya adalah besi, karena energi mengikat besi yang tinggi per nukleon. Ada kemungkinan juga bahwa unsur-unsur berat, seperti besi, tenggelam begitu saja di bawah permukaan, hanya menyisakan inti ringan seperti helium dan hidrogen. Jika suhu permukaan melebihi 106 kelvin (seperti dalam kasus pulsar berusia muda), permukaannya harus cairan bukan fase padat yang mungkin ada di bintang neutron dingin (suhu <106 kelvin).[22]

"Atmosfer" bintang neutron diduga memiliki ketebalan sangat tinggi, beberapa mikrometer, dan dinamikanya sepenuhnya dikendalikan oleh medan magnet bintang neutron. Di bawah atmosfernya, terdapat "kerak" yang padat. Kerak ini sangat keras dan sangat halus (dengan ketidakteraturan permukaan maksimum ~ 5 mm), karena medan gravitasi yang ekstrim.[23]

Dengan struktur yang semakin ke dalam, seseorang mungkin menemukan inti dengan jumlah neutron yang terus meningkat; inti seperti itu akan membusuk dengan cepat jika di Bumi, tetapi tetap stabil oleh tekanan yang luar biasa. Saat proses ini berlanjut pada kedalaman yang semakin dalam, tetesan neutron menjadi berlebihan, dan konsentrasi neutron bebas meningkat dengan cepat. Di wilayah tersebut terdapat inti, elektron bebas, dan neutron bebas. Inti menjadi semakin kecil (gravitasi dan tekanan membanjiri gaya kuat) sampai inti tercapai, menurut definisi titik di mana sebagian besar neutron berada. Fase Hierarki dari materi nuklir yang diharapkan di kerak bagian dalam telah dicirikan sebagai "pasta nuklir", dengan lebih sedikit rongga dan struktur yang lebih besar menuju tekanan yang lebih tinggi.[24] Komposisi materi super padat di intinya masih belum pasti. Salah satu model menggambarkan intinya sebagai materi superfluid degenerasi neutron (kebanyakan neutron, dengan beberapa proton dan elektron). Bentuk materi yang lebih eksotis dimungkinkan, termasuk materi asing yang menipis (yang mengandung Strange quark selain kuark atas dan bawah), suatu materi yang mengandung pion dan kaon berenergi tinggi selain neutron,[11] atau materi degenerasi kuark ultra-padat.

Sistem biner bintang neutron[sunting | sunting sumber]

Sekitar 5% dari semua bintang neutron yang diketahui adalah anggota sistem biner. Pembentukan dan evolusi bintang neutron biner bisa menjadi proses yang kompleks.[25] Bintang neutron telah diamati dan memiliki pendamping yang sangat beragam, mulai dari bintang deret utama biasa, raksasa merah, katai putih, atau bintang neutron lainnya. Menurut teori modern evolusi biner, bintang neutron diharapkan juga ada dalam sistem biner yang pasangannya merupakan lubang hitam. Penggabungan suatu sistem biner yang berisi dua bintang neutron, atau bintang neutron dan lubang hitam, telah diamati melalui gelombang gravitasi yang dipancarkan.[26]

Biner sinar-X[sunting | sunting sumber]

Sistem biner yang mengandung bintang neutron sering memancarkan sinar-X, yang dipancarkan oleh gas panas saat jatuh ke permukaan bintang neutron. Sumber gasnya berasal dari bintang pendamping, yang lapisan luarnya dapat dilepaskan oleh gaya gravitasi bintang neutron jika kedua bintang cukup dekat. Saat bintang neutron menambah gas ini, massanya bisa bertambah; jika massanya bertambah, bintang neutron dapat runtuh ke dalam lubang hitam.[27]

Penggabungan biner dan nukleosintesis bintang neutron[sunting | sunting sumber]

Jarak antara dua bintang neutron dalam sistem biner tedekat diamati dan terus mendekati saat gelombang gravitasi dipancarkan.[28] bintang-bintang neutron tersebut akan bersentuhan dan kemudian menyatu. Penggabungan bintang-bintang neutron biner adalah salah satu model utama asal mula semburan sinar gamma pendek. Bukti kuat untuk model ini berasal dari pengamatan kilonova yang terkait dengan ledakan sinar gamma berdurasi pendek, yaitu GRB 130603B,[29] dan akhirnya dikonfirmasi dengan deteksi gelombang gravitasi GW170817 dan GRB 170817A pendek oleh LIGO, Virgo dan Observatorium 70 yang mencakup spektrum elektromagnetik yang mengamati peristiwa tersebut.[30][31][32][33] Cahaya yang dipancarkan dalam kilonova diyakini berasal dari peluruhan materi radioaktif yang dikeluarkan dalam penggabungan dua bintang neutron. Materi ini mungkin bertanggung jawab untuk produksi banyak unsur kimia di luar besi,[34] bertentangan dengan teori nukleosintesis supernova.

Planet[sunting | sunting sumber]

Konsep Seniman mengenai sebuah planet yang mengorbit pulsar dengan aurora cerah.

Bintang neutron dapat memiliki planet ekstrasurya. Pulsar juga dapat melepaskan atmosfer dari sebuah bintang, yang meninggalkan sisa bermassa planet, yang dapat dipahami sebagai planet chthonian atau objek bintang tergantung pada interpretasi. Untuk pulsar, planet pulsar tersebut dapat dideteksi dengan metode waktu pulsar, yang memungkinkan presisi tinggi dan deteksi planet yang jauh lebih kecil dibandingkan dengan metode lain. Terdapat dua planet telah dikonfirmasi secara definitif. Exoplanet pertama yang terdeteksi adalah tiga planet Draugr, Poltergeist dan Phobetor di sekitar PSR B1257 + 12, ditemukan pada tahun 1992–1994. Dari jumlah tersebut, Draugr adalah exoplanet terkecil yang pernah terdeteksi, dengan massa dua kali massa Bulan. Sistem lainnga adalah PSR B1620−26, di mana sebuah planet dengan orbit melingkar mengorbit sistem biner katai putih-bintang neutron. Juga, ada beberapa kandidat yang belum dikonfirmasi. Planet pulsar menerima sedikit cahaya tampak, tetapi sejumlah besar radiasi pengion dan angin bintang berenergi tinggi menerpanya, yang menjadikannya lingkungan yang agak tidak bersahabat.

Contoh bintang neutron[sunting | sunting sumber]

Galeri[sunting | sunting sumber]

Video animasi[sunting | sunting sumber]

Referensi[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003-07). "How Massive Single Stars End Their Life". The Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. doi:10.1086/375341. ISSN 0004-637X. 
  2. ^ Glendenning, Norman K. (1997). Compact stars : nuclear physics, particle physics, and general relativity. New York: Springer. ISBN 978-1-4684-0491-3. OCLC 682009151. 
  3. ^ Seeds, Michael A. (2010). Astronomy : the solar system and beyond. Backman, Dana E. (edisi ke-6th ed.). Belmont, CA: Brooks/Cole, Cengage Learning. ISBN 978-0-495-56203-0. OCLC 237881345. 
  4. ^ Tolman, Richard C. (1939-02-15). "Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid". Physical Review. 55 (4): 364–373. doi:10.1103/physrev.55.364. ISSN 0031-899X. 
  5. ^ Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939-02-15). "On Massive Neutron Cores". Physical Review. 55 (4): 374–381. doi:10.1103/physrev.55.374. ISSN 0031-899X. 
  6. ^ Maggiore, Michele (2018-05-24). "Neutron stars". Oxford Scholarship Online. doi:10.1093/oso/9780198570899.003.0002. 
  7. ^ Douchin, F.; Haensel, P. (2001-12). "A unified equation of state of dense matter and neutron star structure". Astronomy & Astrophysics. 380 (1): 151–167. doi:10.1051/0004-6361:20011402. ISSN 0004-6361. 
  8. ^ Kızıltan, Bülent; Göğüş, Ersin; Ertan, Ünal; Belloni, Tomaso (2011). "Reassessing The Fundamentals New Constraints on the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars". AIP. doi:10.1063/1.3629483. 
  9. ^ www3.mpifr-bonn.mpg.de http://www3.mpifr-bonn.mpg.de/staff/pfreire/NS_masses.html. Diakses tanggal 2020-08-22.  Tidak memiliki atau tanpa |title= (bantuan)
  10. ^ Tao, Wei-Kuo (2014-05-19). "Parameterizations of Cloud Microphysics and Indirect Aerosol Effects". 
  11. ^ a b c Haensel, Paweł. (2007). Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Potekhin, A. Y., Yakovlev, D. G. New York: Springer. ISBN 978-0-387-47301-7. OCLC 232363234. 
  12. ^ "Tour the ASM Sky". heasarc.gsfc.nasa.gov. Diakses tanggal 2020-08-22. 
  13. ^ Coffey, Jerry (2009-03-10). "Density of the Earth". Universe Today (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-08-22. 
  14. ^ Hessels, J. W. T. (2006-03-31). "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz". Science. 311 (5769): 1901–1904. doi:10.1126/science.1123430. ISSN 0036-8075. 
  15. ^ "NASA - Neutron Stars". www.nasa.gov (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-08-22. 
  16. ^ Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars. Weinheim, Germany: Wiley-VCH Verlag GmbH. hlm. 1–16. ISBN 978-3-527-61766-1. 
  17. ^ Zhang, Bing; Xu, R. X.; Qiao, G. J. (2000-12-20). "Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters". The Astrophysical Journal. 545 (2): L127–L130. doi:10.1086/317889. ISSN 0004-637X. 
  18. ^ Cook, Beverly B. (2000-02). Adams, Annette Abbott (1877-1956), lawyer and judge. American National Biography Online. Oxford University Press. 
  19. ^ Srinivasan, G. (2002-05-01). "The maximum mass of neutron stars". Astronomy and Astrophysics Review. 11 (1): 67–96. doi:10.1007/s001590200016. ISSN 0935-4956. 
  20. ^ Bally, John. (2006). The birth of stars and planets. Reipurth, Bo. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-80105-8. OCLC 61757070. 
  21. ^ Haensel, Paweł. (2007). Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Potekhin, A. Y., Yakovlev, D. G. New York: Springer. ISBN 978-0-387-47301-7. OCLC 232363234. 
  22. ^ Beskin, Vasilii S. (1999). "Radio pulsars". Uspekhi Fizicheskih Nauk. 169 (11): 1169. doi:10.3367/ufnr.0169.199911a.1169. ISSN 0042-1294. 
  23. ^ "David Darling - science writer". www.daviddarling.info. Diakses tanggal 2020-09-21. 
  24. ^ Pons, José A.; Viganò, Daniele; Rea, Nanda (2013-06-09). "A highly resistive layer within the crust of X-ray pulsars limits their spin periods". Nature Physics. 9 (7): 431–434. doi:10.1038/nphys2640. ISSN 1745-2473. 
  25. ^ 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. 
  26. ^ Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Adhikari, R. X. (2017-10-16). "GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral". Physical Review Letters (dalam bahasa Inggris). 119 (16): 161101. doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101. ISSN 0031-9007. 
  27. ^ Lewin, Walter; van der Klis, Michiel, ed. (2006). "Compact Stellar X-ray Sources". doi:10.1017/cbo9780511536281. 
  28. ^ Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (1982-02). "A new test of general relativity - Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16". The Astrophysical Journal. 253: 908. doi:10.1086/159690. ISSN 0004-637X. 
  29. ^ Tanvir, N. R.; Levan, A. J.; Fruchter, A. S.; Hjorth, J.; Hounsell, R. A.; Wiersema, K.; Tunnicliffe, R. L. (2013-08). "A 'kilonova' associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B". Nature. 500 (7464): 547–549. doi:10.1038/nature12505. ISSN 0028-0836. 
  30. ^ Cho, Adrian (2017-10-16). "Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show". Science. doi:10.1126/science.aar2149. ISSN 0036-8075. 
  31. ^ "CBS News/New York Times October Politics Survey, October 15-17, 1991". ICPSR Data Holdings. 1992-10-31. Diakses tanggal 2020-09-05. 
  32. ^ Marion, F.; Kologera, Vicky; van der Sluys, Marc (2010). "Searches for Gravitational Waves from Compact Binary Coalescences with the LIGO and Virgo Detectors". AIP. doi:10.1063/1.3536398. 
  33. ^ Marion, F.; Kologera, Vicky; van der Sluys, Marc (2010). "Searches for Gravitational Waves from Compact Binary Coalescences with the LIGO and Virgo Detectors". AIP. doi:10.1063/1.3536398. 
  34. ^ Urry, Meg (2011-06). "Multiwavelength Emission from Blazars – Conference Summary". Journal of Astrophysics and Astronomy. 32 (1-2): 341–349. doi:10.1007/s12036-011-9073-9. ISSN 0250-6335.