Lihat sumber Bintang neutron

.

'''Bintang neutron''' adalah inti  bintang yang telah runtuh dari sebuah bintang [[super raksasa]] masif, yang memiliki massa total antara 10 hingga 25 massa matahari, namun massanya bisa lebih jika bintang tersebut kaya akan [[logam]].<ref>A. Heger. [http://dx.doi.org/10.1086/375341 How Massive Single Stars End Their Life]. ''The Astrophysical Journal''. 2003-07. Vol. 591 (1). hlm. 288–300. doi:10.1086/375341.</ref> Bintang neutron adalah objek bintang terkecil dan terpadat di alam semesta, tidak termasuk [[lubang hitam]], [[lubang putih]] hipotetis, [[bintang quark]], dan [[Strange star]].<ref>Glendenning, Norman K. [https://www.worldcat.org/oclc/682009151 Compact stars : nuclear physics, particle physics, and general relativity]. Springer. 1997. ISBN 978-1-4684-0491-3.</ref> Bintang neutron memiliki radius sekitar 10 kilometer (6,2 mil) dan bermassa sekitar 1,4 massa [[Matahari]].<ref>Seeds, Michael A. [https://www.worldcat.org/oclc/237881345 Astronomy : the solar system and beyond]. Brooks/Cole, Cengage Learning. 2010. ISBN 978-0-495-56203-0.</ref> Bintang neutron terbentuk 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 seiring waktu; Namun, bintang neutron mungkin masih bisa berkembang lebih jauh melalui [[Tabrakan bintang|tabrakan]] atau [[Akresi (astrofisika)|akresi]]. Sebagian besar model dasar ilmiah menteorikan bahwa hampir seluruh bintang neutron terdiri dari 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. Sebagian massa bintang neutron ditahan oleh tekanan degenerasi neutron untuk mencegah keruntuhan lebih lanjut, sebuah fenomena yang hanya dapat dijelaskan oleh [[prinsip pengecualian Pauli]], seperti halnya katai putih yang dari keruntuhannya sendiri ditahan oleh tekanan degenerasi elektron. Tetapi, tekanan degenerasi neutron tidak cukup untuk menahan objek dengan massa di atas 0,7 <var>M</var><sub>☉</sub><ref>Richard C. Tolman. [http://dx.doi.org/10.1103/physrev.55.364 Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid]. ''Physical Review''. 1939-02-15. Vol. 55 (4). hlm. 364–373. doi:10.1103/physrev.55.364.</ref><ref>J. R. Oppenheimer. [http://dx.doi.org/10.1103/physrev.55.374 On Massive Neutron Cores]. ''Physical Review''. 1939-02-15. Vol. 55 (4). hlm. 374–381. doi:10.1103/physrev.55.374.</ref> dan gaya nuklir repulsif-nya memainkan peran yang lebih besar dalam menahan massa bintang neutron yang jauh lebih masif.<ref>Michele Maggiore. [http://dx.doi.org/10.1093/oso/9780198570899.003.0002 Neutron stars]. ''Oxford Scholarship Online''. 2018-05-24. doi:10.1093/oso/9780198570899.003.0002.</ref><ref>F. Douchin. [http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:20011402 A unified equation of state of dense matter and neutron star structure]. ''Astronomy & Astrophysics''. 2001-12. Vol. 380 (1). hlm. 151–167. doi:10.1051/0004-6361:20011402.</ref> Jika sisa bintang memiliki massa melebihi batas [[Batas Tolman– Oppenheimer–Volkoff|Tolman–Oppenheimer–Volkoff]] sekitar 2 kali massa matahari, kombinasi tekanan degenerasi dan gaya repulsif nuklirnya tidak cukup untuk menahan massa bintang neutron dan kemudian runtuh menjadi [[lubang hitam]].

Bintang neutron yang diamati umumnya memiliki suhu yang sangat panas, yakni memiliki suhu permukaan sekitar 600.000 K.<ref>Bülent Kızıltan. [http://dx.doi.org/10.1063/1.3629483 Reassessing The Fundamentals New Constraints on the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars]. AIP. 2011. doi:10.1063/1.3629483.</ref><ref>[http://www3.mpifr-bonn.mpg.de/staff/pfreire/NS_masses.html sumber]. ''www3.mpifr-bonn.mpg.de''.</ref><ref>Wei-Kuo Tao. [http://dx.doi.org/10.2172/1131481 Parameterizations of Cloud Microphysics and Indirect Aerosol Effects]. 2014-05-19.</ref><ref>Haensel, Paweł. [https://www.worldcat.org/oclc/232363234 Neutron stars. 1, Equation of state and structure]. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.</ref> 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.<ref>[https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html Tour the ASM Sky]. ''heasarc.gsfc.nasa.gov''.</ref><ref>Jerry Coffey. [https://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/ Density of the Earth]. ''Universe Today''. 2009-03-10.</ref> Medan magnet Bintang neutron berkekuatan antara 10<sup>8</sup> - 10<sup>15</sup> (100 juta hingga 1 kuadriliun) kali lebih kuat dari medan magnet Bumi. Medan gravitasi di permukaan bintang ini adalah sekitar 2 × 10<sup>11</sup> (200 miliar) kali lebih kuat dari medan gravitasi bumi.

Saat inti bintang runtuh, laju rotasi intinya meningkat sebagai akibat dari kekekalan [[momentum sudut]], dan bintang neutron yang baru terbentuk akan 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|PSR J1748-2446ad]], berputar dengan kecepatan 716 kali per detik<ref>J. W. T. Hessels. [http://dx.doi.org/10.1126/science.1123430 A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz]. ''Science''. 2006-03-31. Vol. 311 (5769). hlm. 1901–1904. doi:10.1126/science.1123430.</ref> 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,<ref>[https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/neutron_stars.html NASA - Neutron Stars]. ''www.nasa.gov''.</ref> dan setidaknya beberapa ratus juta, angka tersebut diperoleh dengan memperkirakan berapa jumlah bintang yang telah mengalami ledakan [[supernova]] di Bima Sakti.<ref>[http://dx.doi.org/10.1002/9783527617661.ch1 Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars]. Wiley-VCH Verlag GmbH. hlm. 1–16. ISBN 978-3-527-61766-1.</ref> 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; tetapi, 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 berasal dari jenis bintang neutron dengan medan magnet yang sangat kuat, yang disebut [[magnetar]], arau bintang neutron dengan bentuk cakram fosil di sekelilingnya.<ref>Bing Zhang. [http://dx.doi.org/10.1086/317889 Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters]. ''The Astrophysical Journal''. 2000-12-20. Vol. 545 (2). hlm. L127–L130. doi:10.1086/317889.</ref>

Bintang neutron dalam sistem biner dapat mengalami [[Akresi (astrofisika)|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]]),<ref>Beverly B. Cook. [http://dx.doi.org/10.1093/anb/9780198606697.article.1100004 Adams, Annette Abbott (1877-1956), lawyer and judge]. Oxford University Press. 2000-02.</ref> dan gelombang gravitasi lainnya juga telah terdeteksi secara tidak langsung dalam sistem di mana dua bintang neutron mengorbit satu sama lain.

== Sejarah penemuan ==
Pada pertemuan [[American Physical Society]] pada bulan Desember 1933 (prosiding diterbitkan pada bulan Januari 1934), [[Walter Baade]] dan [[Fritz Zwicky]] mengusulkan keberadaan bintang neutron,<ref>W. Baade. [http://dx.doi.org/10.1103/physrev.46.76.2 Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays]. ''Physical Review''. 1934-07-01. Vol. 46 (1). hlm. 76–77. doi:10.1103/physrev.46.76.2.</ref> kurang dari dua tahun setelah penemuan neutron oleh [[James Chadwick]].<ref>J. Chadwick. [http://dx.doi.org/10.1038/129312a0 Possible Existence of a Neutron]. ''Nature''. 1932-02. Vol. 129 (3252). hlm. 312–312. doi:10.1038/129312a0.</ref> Dalam mencari penjelasan tentang asal mula [[supernova]], mereka secara tentatif mengusulkan bahwa dalam ledakan supernova, bintang biasa berubah menjadi bintang yang terdiri dari neutron yang sangat rapat yang mereka sebut bintang neutron. Baade dan Zwicky dengan tepat mengusulkan pada saat itu terjadi pelepasan energi pengikat gravitasi bintang neutron yang mengendalikan supernova: "Dalam proses supernova, massa dalam jumlah besar dimusnahkan". Bintang neutron dianggap terlalu redup untuk dapat dideteksi dan hanya sedikit tampak yang dilakukan pada mereka sampai November 1967, ketika [[Franco Pacini]] menunjukkan bahwa bintang neutron berputar dan memiliki medan magnet yang besar, maka akan memancarkan gelombang elektromagnetik. Tanpa sepengetahuannya, astronom radio [[Antony Hewish]] dan asisten penelitinya [[Jocelyn Bell]] di [[Universitas Cambridge|Cambridge]] segera mendeteksi pulsa radio dari bintang yang sekarang diyakini memiliki medan magnet tinggi, bintang neutron yang berputar cepat, yang dikenal sebagai '''[[pulsar]]'''.

Pada tahun 1965, [[Antony Hewish]] dan [[Samuel Okoy]]<nowiki/>e menemukan "sumber suhu kecerahan radio tinggi yang tidak biasa di Nebula Kepiting".<ref>A. HEWISH. [http://dx.doi.org/10.1038/207059a0 Evidence for an Unusual Source of High Radio Brightness Temperature in the Crab Nebula]. ''Nature''. 1965-07. Vol. 207 (4992). hlm. 59–60. doi:10.1038/207059a0.</ref> Sumber ini ternyata adalah [[Pulsar Kepiting]] yang dihasilkan dari supernova besar tahun 1054.

Pada tahun 1967, [[Iosif Shklovsky]] memeriksa pengamatan [[sinar-X]] dan optik Scorpius X-1 dan dengan tepat menyimpulkan bahwa radiasi tersebut berasal dari bintang neutron pada tahap [[Akresi (astrofisika)|akresi]].<ref>I. S. Shklovsky. [http://dx.doi.org/10.1086/180001 On the Nature of the Source of X-Ray Emission of SCO XR-1]. ''The Astrophysical Journal''. 1967-04. Vol. 148. hlm. L1. doi:10.1086/180001.</ref>

Pada tahun 1967, [[Jocelyn Bell Burnell]] dan Antony Hewish menemukan pulsa radio reguler dari [[PSR B1919+21]]. Pulsar ini kemudian ditafsirkan sebagai bintang neutron putaran cepat yang terisolasi. Sumber energi pulsar berasal dari energi rotasi bintang neutron. Mayoritas bintang neutron yang diketahui (sekitar 2000, pada 2010) telah ditemukan sebagai pulsar, memancarkan gelombang radio biasa.

Pada tahun 1971, [[Riccardo Giacconi]], [[Herbert Gursky]], [[Ed Kellogg]], [[R. Levinson]], [[E. Schreier]], dan [[H. Tananbaum]] menemukan pulsasi 4,8 detik dalam sumber sinar-X di konstelasi [[Sentaurus (rasi bintang)|Centaurus]], [[Cen X-3]].<ref>Pranab Ghosh. [http://dx.doi.org/10.1142/4806 Rotation and Accretion Powered Pulsars]. WORLD SCIENTIFIC. 2007-04. ISBN 978-981-02-4744-7.</ref> Mereka menafsirkan ini sebagai akibat dari bintang neutron panas yang berputar. Sumber energinya bersifat gravitasi dan dihasilkan dari hujan gas yang jatuh ke permukaan bintang neutron dari bintang pendamping atau [[medium antarbintang]].

Pada tahun 1974, Antony Hewish dianugerahi Penghargaan Nobel dalam Fisika "atas perannya yang menentukan dalam penemuan pulsar" tanpa Jocelyn Bell yang ikut serta dalam penemuan tersebut.<ref>[http://dx.doi.org/10.5860/choice.44-2677 A companion to astronomy and astrophysics: chronology and glossary with data tables]. ''Choice Reviews Online''. 2007-01-01. Vol. 44 (05). hlm. 44–2677-44-2677. doi:10.5860/choice.44-2677.</ref>

Pada tahun 1974, [[Joseph Taylor]] dan [[Russell Hulse]] menemukan pulsar biner pertama, [[PSR B1913+16]], yang terdiri dari dua bintang neutron (satu terlihat sebagai pulsar) yang mengorbit di sekitar pusat massanya. Teori [[relativitas umum]] Einstein memprediksi bahwa benda-benda besar di orbit biner pendek harus memancarkan gelombang gravitasi, dan dengan demikian bahwa orbit mereka harus mengurang dengan waktu. Hal ini benar-benar diamati, persis seperti prediksi relativitas umum, dan pada 1993, Taylor dan Hulse dianugerahi Penghargaan Nobel dalam Fisika untuk penemuan ini.<ref>[http://dx.doi.org/10.1007/978-0-387-47301-7 Neutron Stars 1]. ''Astrophysics and Space Science Library''. 2007. doi:10.1007/978-0-387-47301-7.</ref>

Pada tahun 1982, [[Don Backer]] dan rekannya menemukan [[pulsar milidetik]] pertama [[PSR B1937+21]].<ref>Andrew Lyne. [http://dx.doi.org/10.1017/cbo9780511844584.012 Pulsar Astronomy]. Cambridge University Press. hlm. 151–169. ISBN 978-0-511-84458-4.</ref> Objek ini berputar 642 kali per detik, sebuah nilai yang menempatkan batasan fundamental pada massa dan jari-jari bintang neutron. Banyak pulsar milidetik kemudian ditemukan, tetapi PSR B1937+21 tetap menjadi pulsar yang berputar tercepat selama 24 tahun, sampai [[PSR J1748-2446ad]](yang berputar lebih dari 700 kali per detik) ditemukan.

Pada tahun 2003, [[Marta Burgay]] dan rekannya menemukan sistem bintang neutron ganda pertama di mana kedua komponen tersebut dapat dideteksi sebagai pulsar, [[PSR J0737−3039]].<ref>Andrew Lyne. [http://dx.doi.org/10.1017/cbo9780511844584.012 Pulsar Astronomy]. Cambridge University Press. hlm. 151–169. ISBN 978-0-511-84458-4.</ref> Penemuan sistem ini memungkinkan total 5 uji relativitas umum yang berbeda, beberapa di antaranya dengan presisi yang belum pernah terjadi sebelumnya.

Pada tahun 2010, [[Paul Demorest]] dan rekannya mengukur massa [[pulsar milidetik]] [[PSR J1614−2230]] menjadi 1,97 ± 0,04 <var>M</var><sub>☉,</sub> menggunakan [[penundaan Shapiro]].<ref>P. B. Demorest. [http://dx.doi.org/10.1038/nature09466 A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay]. ''Nature''. 2010-10. Vol. 467 (7319). hlm. 1081–1083. doi:10.1038/nature09466.</ref> Ini secara substansial lebih tinggi daripada massa bintang neutron yang diukur sebelumnya (1,67  <var>M</var><sub>☉</sub>, lihat [[PSR J1903+0327]]), dan menempatkan batasan yang kuat pada komposisi interior bintang neutron.

Pada 2013, [[John Antoniadis]] dan rekannya mengukur massa [[PSR J0348+0432]] menjadi 2,01 ± 0,04 <var>M</var><sub>☉</sub>, menggunakan [[spektroskopi]] [[katai putih]].<ref>John Antoniadis. [http://dx.doi.org/10.1007/978-3-319-09897-5_5 Springer Theses]. Springer International Publishing. 2014-09-24. hlm. 63–68. ISBN 978-3-319-09896-8.</ref> Ini mengkonfirmasi keberadaan bintang masif seperti itu menggunakan metode yang berbeda. Lebih jauh, ini memungkinkan, untuk pertama kalinya menguji teoei [[relativitas umum]] menggunakan bintang neutron masif seperti itu.

Pada Agustus 2017, [[LIGO]] dan [[Virgo]] melakukan deteksi pertama gelombang gravitasi yang dihasilkan oleh bintang neutron yang bertabrakan.<ref>SwopeTeam. [http://dx.doi.org/10.15200/winn.150824.44719 Science AMA: We are the first people to observe neutron stars colliding that the LIGO team detected, we're the Swope Discovery Team, ask us anything about supernovas, astrophysics, and, of course, neutron star collisions, AMA!]. ''The Winnower''.</ref>

Pada Oktober 2018, para astronom melaporkan bahwa [[GRB 150101B]], peristiwa ledakan [[sinar gamma]] yang terdeteksi pada tahun 2015, mungkin terkait langsung dengan [[GW170817]] yang bersejarah dan terkait dengan penggabungan dua bintang neutron. Kesamaan antara kedua peristiwa tersebut, dalam hal emisi sinar gamma, optik dan sinar-x, serta sifat galaksi induk yang terkait.sangat "mencolok", menunjukkan bahwa dua peristiwa terpisah tersebut mungkin merupakan hasil dari penggabungan. bintang neutron, dan keduanya mungkin mengalami [[kilonova]], yang mungkin lebih umum di alam semesta daripada yang dipahami sebelumnya, menurut para peneliti.<ref>[http://dx.doi.org/10.1016/s0262-4079(18)30063-0 The universe may be more top-heavy than we thought]. ''New Scientist''. 2018-01. Vol. 237 (3160). hlm. 17. doi:10.1016/s0262-4079(18)30063-0.</ref><ref>E. Troja. [http://dx.doi.org/10.1038/s41467-018-06558-7 A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z = 0.1341]. ''Nature Communications''. 2018-10-16. Vol. 9 (1). doi:10.1038/s41467-018-06558-7.</ref><ref>[http://dx.doi.org/10.1144/geosci2018-017 Distant Thunder: Poetic license]. ''October 2018''. 2018-10-01. Vol. 28 (9). hlm. 26. doi:10.1144/geosci2018-017.</ref><ref>Shigeo S. Kimura. [http://dx.doi.org/10.3847/1538-4357/aadc0a Super-knee Cosmic Rays from Galactic Neutron Star Merger Remnants]. ''The Astrophysical Journal''. 2018-10-10. Vol. 866 (1). hlm. 51. doi:10.3847/1538-4357/aadc0a.</ref>

Pada Juli 2019, para astronom melaporkan bahwa metode baru untuk menentukan [[konstanta Hubble]], dan menyelesaikan perbedaan metode sebelumnya, telah diusulkan berdasarkan penggabungan pasangan bintang neutron, mengikuti deteksi penggabungan bintang neutron [[GW170817]].<ref>Tom Dwelly. [http://dx.doi.org/10.22323/1.052.0051 Measuring the cosmic star-formation rate using deep radio studies]. ''Proceedings of From Planets to Dark Energy: the Modern Radio Universe — PoS(MRU)''. Sissa Medialab. 2008-10-14. doi:10.22323/1.052.0051.</ref><ref>David Finley. [http://dx.doi.org/10.1007/978-0-387-73998-4_8 State of the Universe 2008]. Praxis. hlm. 132–141. ISBN 978-0-387-71674-9.</ref> Pengukuran konstanta Hubble mereka sekitar 70.3+5,3−5,0(km/s)''/''Mpc.<ref>K. Hotokezaka. [http://dx.doi.org/10.1038/s41550-019-0820-1 A Hubble constant measurement from superluminal motion of the jet in GW170817]. ''Nature Astronomy''. 2019-07-08. Vol. 3 (10). hlm. 940–944. doi:10.1038/s41550-019-0820-1.</ref>

== Pembentukan ==
Setiap bintang [[deret utama]] dengan massa awal di atas 8 kali massa matahari (8 <var>M</var><sub>☉</sub>) berpotensi menghasilkan bintang neutron. Saat bintang berevolusi dari deret utama, [[Fusi nuklir|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 × 10<sup>9</sup>  K. Pada suhu ini, [[fotodisintegrasi]] (pemecahan inti besi menjadi [[Partikel Alfa|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 <sup>17</sup>  kg/m<sup>3</sup>, kombinasi gaya tolak kuat dan tekanan degenerasi neutron menghentikan kontraksi.<ref>G. Srinivasan. [http://dx.doi.org/10.1007/s001590200016 The maximum mass of neutron stars]. ''Astronomy and Astrophysics Review''. 2002-05-01. Vol. 11 (1). hlm. 67–96. doi:10.1007/s001590200016.</ref> 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 <var>M</var><sub>☉</sub>, ia akan runtuh lebih jauh menjadi [[lubang hitam]].<ref>Bally, John. [https://www.worldcat.org/oclc/61757070 The birth of stars and planets]. Cambridge University Press. 2006. ISBN 978-0-521-80105-8.</ref>

Sebagai inti dari sebuah bintang masif terkompresi selama [[supernova Tipe II]] atau [[Supernova tipe Ib|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 10<sup>12</sup> hingga 10<sup>13</sup>  m/s<sup>2</sup> (lebih dari 10<sup>11</sup> kali lipat dari gravitasi Bumi).<ref>Haensel, Paweł. [https://www.worldcat.org/oclc/232363234 Neutron stars. 1, Equation of state and structure]. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.</ref> Salah satu gravitasi yang begitu besar yang dimilikinya memuat fakta bahwa bintang neutron memiliki kecepatan lepas yang berkisar dari 100.000&nbsp;km/s hingga 150.000&nbsp;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 ==
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.<ref>Haensel, Paweł. [https://www.worldcat.org/oclc/232363234 Neutron stars. 1, Equation of state and structure]. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.</ref>

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 10<sup>6</sup> kelvin (seperti dalam kasus pulsar berusia muda), permukaannya harus cairan bukan fase padat yang mungkin ada di bintang neutron dingin (suhu <10<sup>6</sup> kelvin).<ref>Vasilii S. Beskin. [http://dx.doi.org/10.3367/ufnr.0169.199911a.1169 Radio pulsars]. ''Uspekhi Fizicheskih Nauk''. 1999. Vol. 169 (11). hlm. 1169. doi:10.3367/ufnr.0169.199911a.1169.</ref>

"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&nbsp;mm), karena medan gravitasi yang ekstrem.<ref>[http://www.daviddarling.info/ David Darling - science writer]. ''www.daviddarling.info''.</ref>

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.<ref>José A. Pons. [http://dx.doi.org/10.1038/nphys2640 A highly resistive layer within the crust of X-ray pulsars limits their spin periods]. ''Nature Physics''. 2013-06-09. Vol. 9 (7). hlm. 431–434. doi:10.1038/nphys2640.</ref> 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,<ref>Haensel, Paweł. [https://www.worldcat.org/oclc/232363234 Neutron stars. 1, Equation of state and structure]. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.</ref> atau materi degenerasi kuark ultra-padat.

== Radiasi ==
=== Pulsar ===
Bintang neutron dapat terdeteksi dari radiasi elektromagnetiknya. Bintang neutron biasanya diamati pada gelombang radio berdenyut dan radiasi elektromagnetik lainnya, dan bintang neutron yang diamati dengan denyut disebut [[pulsar]].

Radiasi pulsar diperkirakan disebabkan oleh percepatan partikel di dekat kutub magnetnya, yang tidak perlu disejajarkan dengan sumbu rotasi bintang neutron. Diperkirakan bahwa medan elektrostatik yang besar terbentuk di dekat kutub magnetnya, yang menyebabkan emisi elektron. Elektron-elektron ini dipercepat secara magnetis di sepanjang garis medan, yang menyebabkan radiasi kelengkungan, dengan radiasi yang sangat terpolarisasi menuju bidang kelengkungan. Selain itu, foton berenergi tinggi dapat berinteraksi dengan foton berenergi lebih rendah dan medan magnetnya memproduksi pasangan [[elektron]] − [[positron]], yang melalui pemusnahan elektron-positron menyebabkan [[foton]] berenergi semakin tinggi lebih lanjut.<ref>James J. Condon. [http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161 Essential Radio Astronomy]. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.</ref>

Radiasi yang berasal dari kutub magnet bintang neutron dapat digambarkan sebagai ''radiasi magnetosfer'', mengacu pada [[magnetosfer]] bintang neutron.<ref>W. Becker. [http://dx.doi.org/10.1007/978-94-015-9139-3_34 The Many Faces of Neutron Stars]. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.</ref> Namun, magnetosfer dengan ''Radiasi dipol magnet'' sering kali tertukar, ''Radiasi dipol magnet'' adalah pancaran berfrekuensi radiasi yang sama dengan frekuensi rotasi bintang neutron karena sumbu magnet tidak sejajar dengan sumbu rotasi.<ref>James J. Condon. [http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161 Essential Radio Astronomy]. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.</ref>

Jika sumbu rotasi bintang neutron berbeda dengan sumbu magnet, peneliti hanya akan melihat berkas radiasi ini setiap kali sumbu magnet mengarah ke sana selama rotasi bintang neutron. Oleh karena itu, denyut periodik diamati, pada kecepatan yang sama dengan rotasi bintang neutron.

=== Bintang neutron yang tidak berdenyut ===
Selain pulsar, bintang neutron yang tidak berdenyut juga telah diidentifikasi, meskipun mereka mungkin memiliki variasi [[luminositas]] periodik yang jauh lebih kecil.<ref>Andrea De Luca. [http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173 Central Compact Objects in Supernova Remnants]. ''AIP Conference Proceedings''. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.</ref><ref>D. Klochkov. [http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201321740 A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731−347/G353.6−0.7 with a carbon atmosphere]. ''Astronomy & Astrophysics''. 2013-07-23. Vol. 556. hlm. A41. doi:10.1051/0004-6361/201321740.</ref> Ini tampaknya menjadi karakteristik dari sumber [[sinar-X]] yang dikenal sebagai Central Compact Objects (atau Objek Kompak Tengah) di [[Sisa-sisa supernova|sisa-sisa Supernova]], yang dianggap berusia muda, bintang neutron yang terisolasi dengan denyut radio-tenang.<ref>Andrea De Luca. [http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173 Central Compact Objects in Supernova Remnants]. ''AIP Conference Proceedings''. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.</ref>

=== Spektrum ===
Selain emisi radio, bintang neutron juga telah diidentifikasi di bagian lain dari [[spektrum elektromagnetik]]. Ini termasuk [[cahaya]] tampak, [[inframerah]] dekat, [[ultraviolet]], [[sinar-X]] dan [[sinar gamma]]. Pulsar yang diamati dalam sinar-X dikenal sebagai [[pulsar sinar-X]] jika bertenaga [[Akresi (astrofisika)|akresi]], sedangkan yang diidentifikasi dalam cahaya tampak dikenal sebagai [[pulsar optik]].<ref>W. Becker. [http://dx.doi.org/10.1007/978-94-015-9139-3_34 The Many Faces of Neutron Stars]. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.</ref> Mayoritas bintang neutron yang terdeteksi, termasuk yang diidentifikasi dalam sinar optik, sinar-X, dan sinar gamma, juga memancarkan gelombang radio;<ref>[http://dx.doi.org/10.1888/0333750888/4228 The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics]. IOP Publishing Ltd. ISBN 0-333-75088-8.</ref>  contoh yang mengeluarkan gelombang radio adalah [[Pulsar Kepiting]] yang menghasilkan emisi elektromagnetik di seluruh spektrum.<ref>[http://dx.doi.org/10.1888/0333750888/4228 The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics]. IOP Publishing Ltd. ISBN 0-333-75088-8.</ref> Namun, terdapat bintang neutron yang disebut [[bintang neutron radio tenang]], tanpa emisi radio yang terdeteksi.<ref>K. T. S. Brazier. [http://dx.doi.org/10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x The implications of radio-quiet neutron stars]. ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. 1999-05-21. Vol. 305 (3). hlm. 671–679. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02490.x.</ref>

== Rotasi ==
Bintang neutron umumnya berputar sangat cepat setelah terbentuk karena kekekalan [[momentum sudut]]; dalam analogi seperti para pemain seluncur es yang berputar sambil menarik lengan mereka, rotasi lambat inti suatu bintang biasanta semakin cepat saat ia menyusut. Bintang neutron yang baru lahir dapat berputar berkali-kali dalam waktu satu detik.

=== Spin Down (putaran lambat) ===
Seiring dengan berjalannya waktu, putaran bintang neutron semakin melambat, karena [[medan magnet]] yang berputar pada dasarnya memancarkan energi yang terkait dengan [[rotasi]]; bintang neutron yang lebih tua mungkin memerlukan beberapa detik untuk setiap revolusi. Ini disebut ''spin down.'' Laju lambatnya rotasi bintang neutron biasanya konstan dan sangat kecil.

Waktu periodik (dilabangkan ''P'') yaitu periode rotasi atau waktu untuk satu rotasi bintang neutron. Laju spin-down, laju perlambatan rotasi, kemudian diberi simbol (''P''-dot), turunan dari ''P'' sehubungan dengan waktu. Ini didefinisikan sebagai peningkatan waktu periodik per satuan waktu; perhitungan itu merupakan besaran tak berdimensi, tetapi dapat diberikan satuan s⋅s<sup>−1</sup> (detik per detik).<ref>James J. Condon. [http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161 Essential Radio Astronomy]. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.</ref>

Laju spin-down (''P''-dot) bintang neutron biasanya berada dalam kisaran waktu 10 l<sup>−22</sup> hingga 10<sup>−9</sup>  s⋅s<sup>−1</sup>, dengan periode yang lebih pendek (atau rotasi lebih cepat), bintang neutron teramati biasanya memiliki ''P''-dot yang lebih kecil. Seiring bertambahnya usia bintang neutron, rotasinya terus melambat (seiring bertambahnya ''P'' ); pada akhirnya, kecepatan rotasi akan menjadi terlalu lambat untuk menggerakkan mekanisme emisi radio, dan bintang neutron tidak dapat lagi dideteksi.<ref>James J. Condon. [http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161 Essential Radio Astronomy]. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.</ref>

''P'' dan ''P''-dot memungkinkan perkiraan medan magnet minimum dari bintang neutron. ''P'' dan ''P''-dot juga dapat digunakan untuk menghitung ''usia karakteristik'' [[pulsar]], tetapi memberikan perkiraan yang agak lebih besar dari usia sebenarnya ketika diterapkan pada pulsar muda.<ref>James J. Condon. [http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161 Essential Radio Astronomy]. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.</ref>

''P'' dan ''P'' -dot juga dapat dikombinasikan dengan momen inersia/jumlah bintang neutron untuk memperkirakan kuantitas yang disebut ''luminositas spin-down'' , yang diberi simbol (''E'' -dot). Ini bukan luminositas yang diukur, melainkan tingkat kehilangan energi rotasi yang dihitung yang akan menghitungnya dalam bentuk radiasi. Untuk bintang neutron di mana luminositas spin-down sebanding dengan luminositas sebenarnya, bintang neutron dikatakan "[[Pulsar bertenaga rotasi|bertenaga rotasi]]".<ref>James J. Condon. [http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161 Essential Radio Astronomy]. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.</ref><ref>Pavlov, George. "X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars" (PDF). pulsarastronomy.net. Retrieved 26 September 2020.</ref> Luminositas yang diamati dari [[Pulsar Kepiting]] sebanding dengan luminositas spin-down, yang mendukung model bahwa energi kinetik rotasi menggerakkan radiasi darinya. Dengan bintang neutron seperti [[magnetar]], di mana luminositas yang sebenarnya melebihi luminositas spin-down sekitar faktor seratus, diasumsikan bahwa luminositas didukung oleh disipasi magnet, daripada bertenaga rotasi.<ref>Zhang, B. ["Spin-Down Power of Magnetars"] (PDF). Universidade Federal do Rio Grande do Sul. Retrieved 24 March 2016.</ref>

''P'' dan ''P'' -dot juga dapat diplot untuk bintang neutron yang membuat diagram ''P'' - ''P-'' titik. Ia mengkodekan sejumlah besar informasi tentang populasi pulsar dan propertinya, dan telah disamakan dengan [[diagram Hertzsprung-Russell]] dalam arti pentingnya bagi bintang neutron.<ref>James J. Condon. [http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161 Essential Radio Astronomy]. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.</ref>

=== Putaran ===
Kecepatan rotasi bintang neutron bisa meningkat, suatu proses yang dikenal sebagai ''spin up''. Terkadang bintang neutron menyerap materi yang mengorbit dari bintang pendamping, yang bisa meningkatkan laju rotasi dan membentuk kembali bintang neutron seperti bola oblate. Hal ini menyebabkan peningkatan laju rotasi bintang neutron hingga lebih dari seratus kali per detik dalam kasus [[pulsar milidetik]].

Bintang neutron yang berotasi paling cepat yang saat ini diketahui, adalah [[PSR J1748-2446ad]], dengan rotasi 716 putaran per detik.<ref>J. W. T. Hessels. [http://dx.doi.org/10.1126/science.1123430 A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz]. ''Science''. 2006-03-31. Vol. 311 (5769). hlm. 1901–1904. doi:10.1126/science.1123430.</ref> Namun, sebuah makalah tahun 2007 melaporkan deteksi osilasi ledakan [[sinar-X]], yang mengungkap jumlah tidak langsung dari putaran, sebesar 1122&nbsp;Hz (atau 1122 putaran) dari bintang neutron [[XTE J1739-285]],<ref>P. Kaaret. [http://dx.doi.org/10.1086/513270 Evidence of 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron Star X-Ray Transient XTE J1739-285]. ''The Astrophysical Journal''. 2007-02-13. Vol. 657 (2). hlm. L97–L100. doi:10.1086/513270.</ref> yang menunjukkan 1122 rotasi per detik. Namun, saat ini, sinyal ini hanya terlihat sekali, dan harus dianggap tentatif (belum Menentu) sampai ledakan lain dari bintang itu dikonfirmasi.

=== Glitches dan starquakes ===
Terkadang, bintang neutron akan mengalami ''glitch'' (gangguan), yaitu peningkatan kecil secara tiba tiba dari kecepatan rotasinya atau spin up. Gangguan ini dianggap sebagai efek ''starquakes'' (atau [[gempa bintang]]) — karena rotasi bintang neutron melambat, bentuknya menjadi lebih bulat. Karena kerak "neutron" yang terlalu kaku, kejadian ini mengakibatkan keraknya retak yang dikenal sebagai ''peristiwa diskrit'', yang menciptakan gempa bintang yang mirip dengan gempa bumi. Setelah gempa bintang, bintang akan memiliki jari-jari ekuator yang jauh lebih kecil, dan karena momentum sudut kekal, kecepatan rotasinya meningkat.

Gempa bintang biasanya terjadi pada bintang neutron [[magnetar]], yang diduga merupakan kesalahan yang dihasilkan, walau hipotesis utama untuk sumber [[sinar gamma]] yang dikenal sebagai repeater gamma lunak.<ref>Chryssa Kouveliotou. [http://dx.doi.org/10.1038/scientificamerican0203-34 Magnetars]. ''Scientific American''. 2003-02. Vol. 288 (2). hlm. 34–41. doi:10.1038/scientificamerican0203-34.</ref>

Bintang neutron dengan gempa bintang, biasanya menunjukkan bahwa gempa bintang tidak akan melepaskan energi yang cukup untuk kesalahan bintang neutron; ada yang menanggapi bahwa gangguan ini mungkin disebabkan oleh transisi pusaran dalam inti teoretis [[superfluida]] bintang neutron dari suatu keadaan energi metastabil ke yang lebih rendah, sehingga melepaskan energi yang muncul sebagai peningkatan laju rotasi.<ref>Chryssa Kouveliotou. [http://dx.doi.org/10.1038/scientificamerican0203-34 Magnetars]. ''Scientific American''. 2003-02. Vol. 288 (2). hlm. 34–41. doi:10.1038/scientificamerican0203-34.</ref>

=== Anti-glitches ===
"anti-glitch" (atau anti gangguan), yaitu penurunan kecil secara tiba-tiba dalam kecepatan rotasi, atau spin down, dari sebuah bintang neutron juga telah dilaporkan. Hal itu terjadi pada [[magnetar]] [[1E 2259+586]], bahwa dalam satu ini kasus, proses menghasilkan peningkatan luminositas sinar-X sebesar faktor 20, dan perubahan laju spin-down yang signifikan. Model bintang neutron saat ini tidak memprediksi perilaku ini. Jika penyebabnya bagian internal, itu menunjukkan rotasi diferensial dari kerak luarnya yang padat dan komponen [[superfluida]] dari struktur lapisan dalam magnetar.<ref>R. F. Archibald. [http://dx.doi.org/10.1038/nature12159 An anti-glitch in a magnetar]. ''Nature''. 2013-05. Vol. 497 (7451). hlm. 591–593. doi:10.1038/nature12159.</ref>

== Populasi dan jarak ==
Saat ini, ada sekitar 2.000 bintang neutron yang diketahui di [[Bima Sakti]] dan [[Awan Magellan]], yang sebagian besar telah terdeteksi sebagai pulsar radio. Sebagian besar Bintang neutron yang ditemukan terkonsentrasi di sepanjang piringan Bima Sakti, meskipun penyebaran tegak lurus piringan besar karena proses ledakan supernova dapat memberikan kecepatan translasi yang tinggi (400&nbsp;km/s) ke bintang neutron yang baru terbentuk.

Beberapa bintang neutron terdekat yang diketahui adalah [[RX J1856.5−3754]], yang berjarak sekitar 400 tahun cahaya dari Bumi, dan [[PSR J0108−1431]] sekitar 424 tahun cahaya. RX J1856.5-3754 adalah anggota kelompok dekat bintang neutron yang disebut [[The Magnificent Seven]]. Bintang neutron lain di dekatnya yang terdeteksi berada di lokasi konstelasi [[Ursa Minor]] telah dijuluki '''Calvera''' oleh penemunya dari Kanada dan Amerika, diambil dari nama penjahat dalam film ''[[The Magnificent Seven (film 2016)|The Magnificent Seven]] tahun'' 1960. Objek yang bergerak cepat ini ditemukan menggunakan [[Katalog Sumber ROSAT/Bright]].

Bintang neutron hanya dapat dideteksi dengan teknologi modern selama tahap paling awal kehidupan mereka (hampir selalu kurang dari 1 juta tahun) dan kalah jumlah dengan bintang neutron yang lebih tua yang hanya dapat dideteksi melalui radiasi benda hitam dan efek gravitasi pada bintang lain.

== Sistem biner bintang neutron ==
Sekitar 5% dari semua bintang neutron yang diketahui adalah anggota [[sistem biner]]. Pembentukan dan evolusi bintang neutron biner bisa menjadi proses yang kompleks.<ref>T. M. Tauris. [http://dx.doi.org/10.1017/cbo9780511536281.017 Compact Stellar X-ray Sources]. Cambridge University Press. hlm. 623–666. ISBN 978-0-511-53628-1.</ref> 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.<ref>B. P. Abbott. [https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.119.161101 GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral]. ''Physical Review Letters''. 2017-10-16. Vol. 119 (16). hlm. 161101. doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101.</ref>

=== Biner sinar-X ===
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.<ref>[http://dx.doi.org/10.1017/cbo9780511536281 Compact Stellar X-ray Sources]. 2006. doi:10.1017/cbo9780511536281.</ref>

=== Penggabungan biner dan nukleosintesis bintang neutron ===
Jarak antara dua bintang neutron dalam sistem biner tedekat diamati dan terus mendekati saat gelombang gravitasi dipancarkan.<ref>J. H. Taylor. [http://dx.doi.org/10.1086/159690 A new test of general relativity - Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16]. ''The Astrophysical Journal''. 1982-02. Vol. 253. hlm. 908. doi:10.1086/159690.</ref> 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]],<ref>N. R. Tanvir. [http://dx.doi.org/10.1038/nature12505 A ‘kilonova’ associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B]. ''Nature''. 2013-08. Vol. 500 (7464). hlm. 547–549. doi:10.1038/nature12505.</ref> 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.<ref>Adrian Cho. [http://dx.doi.org/10.1126/science.aar2149 Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show]. ''Science''. 2017-10-16. doi:10.1126/science.aar2149.</ref><ref>[http://dx.doi.org/10.3886/icpsr09801 CBS News/New York Times October Politics Survey, October 15-17, 1991]. ''ICPSR Data Holdings''. 1992-10-31.</ref><ref>F. Marion. [http://dx.doi.org/10.1063/1.3536398 Searches for Gravitational Waves from Compact Binary Coalescences with the LIGO and Virgo Detectors]. AIP. 2010. doi:10.1063/1.3536398.</ref><ref>F. Marion. [http://dx.doi.org/10.1063/1.3536398 Searches for Gravitational Waves from Compact Binary Coalescences with the LIGO and Virgo Detectors]. AIP. 2010. doi:10.1063/1.3536398.</ref> 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]],<ref>Meg Urry. [http://dx.doi.org/10.1007/s12036-011-9073-9 Multiwavelength Emission from Blazars – Conference Summary]. ''Journal of Astrophysics and Astronomy''. 2011-06. Vol. 32 (1-2). hlm. 341–349. doi:10.1007/s12036-011-9073-9.</ref> bertentangan dengan teori [[nukleosintesis supernova]].

== Planet ==
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|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.

== Tipe atau subtipe Bintang neutron ==
* Bintang neutron
** Bintang neutron terisolasi (INS):<ref>W. Becker. [http://dx.doi.org/10.1007/978-94-015-9139-3_34 The Many Faces of Neutron Stars]. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.</ref><ref>Andrea De Luca. [http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173 Central Compact Objects in Supernova Remnants]. ''AIP Conference Proceedings''. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.</ref><ref>Sandro Mereghetti. [http://dx.doi.org/10.1007/978-3-642-17251-9_29 High-Energy Emission from Pulsars and their Systems]. Springer Berlin Heidelberg. 2010-12-14. hlm. 345–363. ISBN 978-3-642-17250-2.</ref><ref>Oleg Kargaltsev. [http://dx.doi.org/10.1007/978-1-4020-5998-8_37 Isolated Neutron Stars: From the Surface to the Interior]. Springer Netherlands. 2007. hlm. 287–296. ISBN 978-1-4020-5997-1.</ref> bukan bagian dalam sistem biner.
*** [[Pulsar bertenaga rotasi]] (RPP atau "radio pulsar"):  bintang neutron yang memancarkan gelombang radiasi yang diarahkan ke kita secara berkala (karena medan magnetnya yang kuat).<ref>Andrea De Luca. [http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173 Central Compact Objects in Supernova Remnants]. ''AIP Conference Proceedings''. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.</ref>
**** Rotating radio transient (RRATs): dianggap pulsar yang memancarkan lebih secara sporadis dan/atau dengan variabilitas pulsa-ke-pulsa yang lebih tinggi daripada sebagian besar pulsar yang diketahui.<ref>Andrea De Luca. [http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173 Central Compact Objects in Supernova Remnants]. ''AIP Conference Proceedings''. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.</ref>
*** [[Magnetar]]: bintang neutron dengan medan magnet yang sangat kuat (1000 kali lebih banyak dari bintang neutron biasa), dan periode rotasi yang lama (5 hingga 12 detik).<ref>Andrea De Luca. [http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173 Central Compact Objects in Supernova Remnants]. ''AIP Conference Proceedings''. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.</ref>
**** [[Sinar gamma|Radiasi sinar gamma]] (SGR).<ref>W. Becker. [http://dx.doi.org/10.1007/978-94-015-9139-3_34 The Many Faces of Neutron Stars]. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.</ref>
**** [[Pulsar sinar-X anomali]] (AXP).<ref>W. Becker. [http://dx.doi.org/10.1007/978-94-015-9139-3_34 The Many Faces of Neutron Stars]. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.</ref>
*** [[Bintang neutron radio-tenang]].
**** [[Sinar-X]] meredupkan bintang neutron yang terisolasi.<ref>Andrea De Luca. [http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173 Central Compact Objects in Supernova Remnants]. ''AIP Conference Proceedings''. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.</ref>
**** Objek kompak sentral dalam sisa-sisa supernova (CCO dalam SNR): sumber sinar-X muda yang tidak berdenyut tanpa denyut radio, dianggap sebagai Bintang Neutron Terisolasi yang dikelilingi oleh sisa-sisa supernova.<ref>Andrea De Luca. [http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173 Central Compact Objects in Supernova Remnants]. ''AIP Conference Proceedings''. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.</ref>
** [[Pulsar sinar-X]] atau "pulsar bertenaga akresi": kelas biner sinar-X.
*** Pulsar biner sinar-X bermassa rendah: kelas biner sinar-X bermassa rendah (LMXB), pulsar dengan pendamping bintang [[deret utama]], [[katai putih]], atau [[raksasa merah]].
**** [[Pulsar milidetik]] (MSP) ("pulsar daur ulang").
***** "Spider Pulsar",<ref>E. Parent. [http://dx.doi.org/10.3847/1538-4357/ab4f85 Eight Millisecond Pulsars Discovered in the Arecibo PALFA Survey]. ''The Astrophysical Journal''. 2019-12-03. Vol. 886 (2). hlm. 148. doi:10.3847/1538-4357/ab4f85.</ref> sebuah pulsar di mana pendampingnya adalah bintang semi-degenerasi.
****** Pulsar "[[Pulsar Black Widow|Black Widow]]", pulsar yang berada di bawah "Spider Pulsar" jika pendampingnya memiliki massa yang sangat rendah (kurang dari 0,1 massa matahari).
****** Pulsar "Redback", jika pendampingnya lebih masif.
***** [[Pulsar sub-milidetik]].<ref>T. Nakamura. [http://dx.doi.org/10.1143/ptp.81.1006 Binary Sub-Millisecond Pulsar and Rotating Core Collapse Model for SN1987A]. ''Progress of Theoretical Physics''. 1989-05-01. Vol. 81 (5). hlm. 1006–1020. doi:10.1143/ptp.81.1006.</ref>
**** [[Pulsar sinar-X]]: bintang neutron dengan pendamping biner bermassa rendah yang darinya materi bertambah sehingga menghasilkan semburan energi yang tidak teratur dari permukaan bintang neutron.
*** [[Pulsar biner sinar-X massa menengah]]: kelas biner sinar-X massa menengah (IMXB), pulsar dengan bintang bermassa menengah.
*** [[Pulsar biner sinar-X bermassa tinggi]]: kelas biner sinar-X bermassa tinggi (HMXB), pulsar dengan bintang masif.
*** [[Pulsar biner]]: pulsar dengan pasangan biner, sering kali berupa bintang katai putih atau bintang neutron.
*** Tersier sinar-X (diteorikan).<ref>Rosanne Di Stefano. [http://dx.doi.org/10.1093/mnras/stz2572 The dynamical Roche lobe in hierarchical triples]. ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. 2019-11-25. Vol. 491 (1). hlm. 495–503. doi:10.1093/mnras/stz2572.</ref>
* [[Bintang kompak]] diteorikan dengan sifat serupa.
** [[Bintang protoneutron]] (PNS), diteorikan.<ref>Thompson, Todd A. [http://worldcat.org/oclc/691183696 Protoneutron Star Winds]. 2003-09-03.</ref>
** [[Bintang eksotis]]
*** [[Objek Thorne–Zytkow|Objek Thorne – Żytkow]]: saat ini merupakan penggabungan hipotetis dari bintang neutron dengan bintang [[raksasa merah]].
*** Bintang neutron [[Strange star|Strange quark star]]: saat ini merupakan tipe hipotetis bintang neutron yang terdiri dari [[Quark|materi quark]], atau [[Strange Quark]]. Hingga 2018, ada tiga kandidat.
*** [[Bintang Electroweak]]: saat ini merupakan jenis hipotetis dari bintang neutron yang sangat padat, di mana quark diubah menjadi [[lepton]] melalui [[gaya electroweak]], tetapi keruntuhan gravitasi bintang neutron dicegah oleh tekanan radiasi. Hingga 2018, tidak ada bukti keberadaan mereka.
*** [[Bintang Preon]]: saat ini merupakan tipe hipotetis dari bintang neutron yang terdiri dari [[Preon|materi preon]]. Sampai 2018, tidak ada bukti keberadaan preon.

== Contoh bintang neutron ==
* [[Pulsar Black Widow]] - pulsar milidetik yang sangat masif.
* [[LGM-1]] - radio-pulsar pertama yang dikenal.
* [[PSR B1257+12]] - bintang neutron pertama yang ditemukan bersama planet (pulsar milidetik).
* [[PSR B1509−58]] - sumber foto "Tangan Tuhan" yang diambil oleh Observatorium Chandra X-ray.
* [[PSR J0108−1431]] - bintang neutron terdekat.
* [[The Magnificent Seven (bintang neutron)|The Magnificent Seven]], sekelompok bintang neutron terisolasi sinar-X redup yang berdekatan.
* [[PSR J0348+0432]] - bintang neutron paling masif dengan massa terbatas, 2,01 ± 0,04 <var>M</var><sub>☉</sub>.
* [[RX J0806.4-4123]] - sumber bintang neutron radiasi infra merah.
* [[SWIFT J1756.9-2508]] - pulsar milidetik dengan pendamping tipe bintang dengan massa jarak planet (di bawah [[katai coklat]]).
* [[Swift J1818.0-1607]] - neutron termuda.
* [[ASKAP J1839−075]], kandidat bintang neutron

== Galeri ==
=== Video animasi ===
== Lihat pula ==
* [[Pasta nuklir]]
* [[Neutronium]]
* [[Strange quark]]
* [[Bintang kuark]]
* [[Pria hijau kecil (astronomi)]]
* [[Strange star|Strange quark]]

== Pranala luar ==
* 
* [http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html Introduction to neutron stars]
* 
** 
* [https://web.archive.org/web/20090326222943/https://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/pulsars.html NASA on pulsars]
* "[https://www.spacedaily.com/reports/NASA_Sees_Hidden_Structure_Of_Neutron_Star_In_Starquake.html NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake]". SpaceDaily.com. April 26, 2006
* "[https://www.newscientist.com/article/dn9397-mysterious-x-ray-sources-may-be-lone-neutron-stars/ Mysterious X-ray sources may be lone neutron stars]" David Shiga. ''New Scientist''. 23 June 2006
* "[https://www.newscientist.com/article/dn9428-massive-neutron-star-rules-out-exotic-matter/ Massive neutron star rules out exotic matter]". ''New Scientist''. According to a new analysis, exotic states of matter such as free quarks or BECs do not arise inside neutron stars.
* "[https://www.newscientist.com/article/dn9730-neutron-star-clocked-at-mind-boggling-velocity Neutron star clocked at mind-boggling velocity]". ''New Scientist''. A neutron star has been clocked traveling at more than 1500 kilometers per second.

== Referensi ==
<references />

== Sumber dan atribusi ==

Konten artikel ini diadaptasi dari [https://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Bintang+neutron&oldid=29272625 Wikipedia bahasa Indonesia], revisi 29272625 (2026-05-25T23:28:24Z), yang tersedia berdasarkan lisensi Creative Commons Atribusi-BerbagiSerupa (CC BY-SA). Mohon gunakan konten ini secara bijak serta sesuai dengan ketentuan lisensi yang berlaku.

<!-- WIKI_UNISSULA_PRESENTATION_V4 -->