Bintang neutron: Perbedaan antara revisi

Revisi terkini sejak 26 Agustus 2026 22.58

.

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.^[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] 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 atau 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 M_☉^[4]^[5] dan gaya nuklir repulsif-nya memainkan peran yang lebih besar dalam menahan massa 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 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.^[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 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, 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 supernova di Bima Sakti.^[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; 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.^[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.

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,^[19] kurang dari dua tahun setelah penemuan neutron oleh James Chadwick.^[20] 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 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 Okoye menemukan "sumber suhu kecerahan radio tinggi yang tidak biasa di Nebula Kepiting".^[21] 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.^[22]

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 Centaurus, Cen X-3.^[23] 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.^[24]

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.^[25]

Pada tahun 1982, Don Backer dan rekannya menemukan pulsar milidetik pertama PSR B1937+21.^[26] 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.^[27] 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 M_☉, menggunakan penundaan Shapiro.^[28] Ini secara substansial lebih tinggi daripada massa bintang neutron yang diukur sebelumnya (1,67 M_☉, 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 M_☉, menggunakan spektroskopi katai putih.^[29] 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.^[30]

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.^[31]^[32]^[33]^[34]

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.^[35]^[36] Pengukuran konstanta Hubble mereka sekitar 70.3+5,3−5,0(km/s)/Mpc.^[37]

Pembentukan

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.^[38] 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.^[39]

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).^[40] 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

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.^[41]

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).^[42]

"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 ekstrem.^[43]

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.^[44] 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,^[45] 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.^[46]

Radiasi yang berasal dari kutub magnet bintang neutron dapat digambarkan sebagai radiasi magnetosfer, mengacu pada magnetosfer bintang neutron.^[47] 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.^[48]

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.^[49]^[50] Ini tampaknya menjadi karakteristik dari sumber sinar-X yang dikenal sebagai Central Compact Objects (atau Objek Kompak Tengah) di sisa-sisa Supernova, yang dianggap berusia muda, bintang neutron yang terisolasi dengan denyut radio-tenang.^[51]

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, sedangkan yang diidentifikasi dalam cahaya tampak dikenal sebagai pulsar optik.^[52] Mayoritas bintang neutron yang terdeteksi, termasuk yang diidentifikasi dalam sinar optik, sinar-X, dan sinar gamma, juga memancarkan gelombang radio;^[53] contoh yang mengeluarkan gelombang radio adalah Pulsar Kepiting yang menghasilkan emisi elektromagnetik di seluruh spektrum.^[54] Namun, terdapat bintang neutron yang disebut bintang neutron radio tenang, tanpa emisi radio yang terdeteksi.^[55]

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⁻¹ (detik per detik).^[56]

Laju spin-down (P-dot) bintang neutron biasanya berada dalam kisaran waktu 10 l⁻²² hingga 10⁻⁹ s⋅s⁻¹, 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.^[57]

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.^[58]

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 "bertenaga rotasi".^[59]^[60] 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.^[61]

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.^[62]

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.^[63] Namun, sebuah makalah tahun 2007 melaporkan deteksi osilasi ledakan sinar-X, yang mengungkap jumlah tidak langsung dari putaran, sebesar 1122 Hz (atau 1122 putaran) dari bintang neutron XTE J1739-285,^[64] 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.^[65]

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.^[66]

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.^[67]

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 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 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.^[68] 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.^[69]

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.^[70]

Penggabungan biner dan nukleosintesis bintang neutron

Jarak antara dua bintang neutron dalam sistem biner tedekat diamati dan terus mendekati saat gelombang gravitasi dipancarkan.^[71] 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,^[72] 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.^[73]^[74]^[75]^[76] 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,^[77] 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, 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):^[78]^[79]^[80]^[81] 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).^[82]
    - 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.^[83]
  - 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).^[84]
    - Radiasi sinar gamma (SGR).^[85]
    - Pulsar sinar-X anomali (AXP).^[86]
  - Bintang neutron radio-tenang.
    - Sinar-X meredupkan bintang neutron yang terisolasi.^[87]
    - 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.^[88]
- 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",^[89] sebuah pulsar di mana pendampingnya adalah bintang semi-degenerasi.
        Pulsar "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.^[90]
    - 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).^[91]
Bintang kompak diteorikan dengan sifat serupa.
- Bintang protoneutron (PNS), diteorikan.^[92]
- Bintang eksotis
  - Objek Thorne – Żytkow: saat ini merupakan penggabungan hipotetis dari bintang neutron dengan bintang raksasa merah.
  - Bintang neutron Strange quark star: saat ini merupakan tipe hipotetis bintang neutron yang terdiri dari 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 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, sekelompok bintang neutron terisolasi sinar-X redup yang berdekatan.
PSR J0348+0432 - bintang neutron paling masif dengan massa terbatas, 2,01 ± 0,04 M_☉.
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

Pranala luar

Introduction to neutron stars
NASA on pulsars
"NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake". SpaceDaily.com. April 26, 2006
"Mysterious X-ray sources may be lone neutron stars" David Shiga. New Scientist. 23 June 2006
"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.
"Neutron star clocked at mind-boggling velocity". New Scientist. A neutron star has been clocked traveling at more than 1500 kilometers per second.

Referensi

↑ A. Heger. How Massive Single Stars End Their Life. The Astrophysical Journal. 2003-07. Vol. 591 (1). hlm. 288–300. doi:10.1086/375341.
↑ Glendenning, Norman K. Compact stars : nuclear physics, particle physics, and general relativity. Springer. 1997. ISBN 978-1-4684-0491-3.
↑ Seeds, Michael A. Astronomy : the solar system and beyond. Brooks/Cole, Cengage Learning. 2010. ISBN 978-0-495-56203-0.
↑ Richard C. Tolman. 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.
↑ J. R. Oppenheimer. On Massive Neutron Cores. Physical Review. 1939-02-15. Vol. 55 (4). hlm. 374–381. doi:10.1103/physrev.55.374.
↑ Michele Maggiore. Neutron stars. Oxford Scholarship Online. 2018-05-24. doi:10.1093/oso/9780198570899.003.0002.
↑ F. Douchin. 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.
↑ Bülent Kızıltan. Reassessing The Fundamentals New Constraints on the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. AIP. 2011. doi:10.1063/1.3629483.
↑ sumber. www3.mpifr-bonn.mpg.de.
↑ Wei-Kuo Tao. Parameterizations of Cloud Microphysics and Indirect Aerosol Effects. 2014-05-19.
↑ Haensel, Paweł. Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.
↑ Tour the ASM Sky. heasarc.gsfc.nasa.gov.
↑ Jerry Coffey. Density of the Earth. Universe Today. 2009-03-10.
↑ J. W. T. Hessels. A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz. Science. 2006-03-31. Vol. 311 (5769). hlm. 1901–1904. doi:10.1126/science.1123430.
↑ NASA - Neutron Stars. www.nasa.gov.
↑ Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars. Wiley-VCH Verlag GmbH. hlm. 1–16. ISBN 978-3-527-61766-1.
↑ Bing Zhang. 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.
↑ Beverly B. Cook. Adams, Annette Abbott (1877-1956), lawyer and judge. Oxford University Press. 2000-02.
↑ W. Baade. 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.
↑ J. Chadwick. Possible Existence of a Neutron. Nature. 1932-02. Vol. 129 (3252). hlm. 312–312. doi:10.1038/129312a0.
↑ A. HEWISH. 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.
↑ I. S. Shklovsky. 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.
↑ Pranab Ghosh. Rotation and Accretion Powered Pulsars. WORLD SCIENTIFIC. 2007-04. ISBN 978-981-02-4744-7.
↑ 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.
↑ Neutron Stars 1. Astrophysics and Space Science Library. 2007. doi:10.1007/978-0-387-47301-7.
↑ Andrew Lyne. Pulsar Astronomy. Cambridge University Press. hlm. 151–169. ISBN 978-0-511-84458-4.
↑ Andrew Lyne. Pulsar Astronomy. Cambridge University Press. hlm. 151–169. ISBN 978-0-511-84458-4.
↑ P. B. Demorest. A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay. Nature. 2010-10. Vol. 467 (7319). hlm. 1081–1083. doi:10.1038/nature09466.
↑ John Antoniadis. Springer Theses. Springer International Publishing. 2014-09-24. hlm. 63–68. ISBN 978-3-319-09896-8.
↑ SwopeTeam. 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.
↑ 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.
↑ E. Troja. 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.
↑ Distant Thunder: Poetic license. October 2018. 2018-10-01. Vol. 28 (9). hlm. 26. doi:10.1144/geosci2018-017.
↑ Shigeo S. Kimura. 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.
↑ Tom Dwelly. 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.
↑ David Finley. State of the Universe 2008. Praxis. hlm. 132–141. ISBN 978-0-387-71674-9.
↑ K. Hotokezaka. 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.
↑ G. Srinivasan. The maximum mass of neutron stars. Astronomy and Astrophysics Review. 2002-05-01. Vol. 11 (1). hlm. 67–96. doi:10.1007/s001590200016.
↑ Bally, John. The birth of stars and planets. Cambridge University Press. 2006. ISBN 978-0-521-80105-8.
↑ Haensel, Paweł. Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.
↑ Haensel, Paweł. Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.
↑ Vasilii S. Beskin. Radio pulsars. Uspekhi Fizicheskih Nauk. 1999. Vol. 169 (11). hlm. 1169. doi:10.3367/ufnr.0169.199911a.1169.
↑ David Darling - science writer. www.daviddarling.info.
↑ José A. Pons. 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.
↑ Haensel, Paweł. Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.
↑ James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.
↑ W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.
↑ James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.
↑ Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.
↑ D. Klochkov. 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.
↑ Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.
↑ W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.
↑ The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. IOP Publishing Ltd. ISBN 0-333-75088-8.
↑ The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. IOP Publishing Ltd. ISBN 0-333-75088-8.
↑ K. T. S. Brazier. 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.
↑ James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.
↑ James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.
↑ James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.
↑ James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.
↑ Pavlov, George. "X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars" (PDF). pulsarastronomy.net. Retrieved 26 September 2020.
↑ Zhang, B. ["Spin-Down Power of Magnetars"] (PDF). Universidade Federal do Rio Grande do Sul. Retrieved 24 March 2016.
↑ James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.
↑ J. W. T. Hessels. A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz. Science. 2006-03-31. Vol. 311 (5769). hlm. 1901–1904. doi:10.1126/science.1123430.
↑ P. Kaaret. 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.
↑ Chryssa Kouveliotou. Magnetars. Scientific American. 2003-02. Vol. 288 (2). hlm. 34–41. doi:10.1038/scientificamerican0203-34.
↑ Chryssa Kouveliotou. Magnetars. Scientific American. 2003-02. Vol. 288 (2). hlm. 34–41. doi:10.1038/scientificamerican0203-34.
↑ R. F. Archibald. An anti-glitch in a magnetar. Nature. 2013-05. Vol. 497 (7451). hlm. 591–593. doi:10.1038/nature12159.
↑ T. M. Tauris. Compact Stellar X-ray Sources. Cambridge University Press. hlm. 623–666. ISBN 978-0-511-53628-1.
↑ B. P. Abbott. 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.
↑ Compact Stellar X-ray Sources. 2006. doi:10.1017/cbo9780511536281.
↑ J. H. Taylor. 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.
↑ N. R. Tanvir. 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.
↑ Adrian Cho. Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show. Science. 2017-10-16. doi:10.1126/science.aar2149.
↑ CBS News/New York Times October Politics Survey, October 15-17, 1991. ICPSR Data Holdings. 1992-10-31.
↑ F. Marion. Searches for Gravitational Waves from Compact Binary Coalescences with the LIGO and Virgo Detectors. AIP. 2010. doi:10.1063/1.3536398.
↑ F. Marion. Searches for Gravitational Waves from Compact Binary Coalescences with the LIGO and Virgo Detectors. AIP. 2010. doi:10.1063/1.3536398.
↑ Meg Urry. 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.
↑ W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.
↑ Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.
↑ Sandro Mereghetti. High-Energy Emission from Pulsars and their Systems. Springer Berlin Heidelberg. 2010-12-14. hlm. 345–363. ISBN 978-3-642-17250-2.
↑ Oleg Kargaltsev. Isolated Neutron Stars: From the Surface to the Interior. Springer Netherlands. 2007. hlm. 287–296. ISBN 978-1-4020-5997-1.
↑ Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.
↑ Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.
↑ Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.
↑ W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.
↑ W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.
↑ Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.
↑ Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.
↑ E. Parent. 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.
↑ T. Nakamura. 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.
↑ Rosanne Di Stefano. 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.
↑ Thompson, Todd A. Protoneutron Star Winds. 2003-09-03.

Sumber dan atribusi

Konten artikel ini diadaptasi dari 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.

[1] A. Heger. How Massive Single Stars End Their Life. The Astrophysical Journal. 2003-07. Vol. 591 (1). hlm. 288–300. doi:10.1086/375341.

[2] Glendenning, Norman K. Compact stars : nuclear physics, particle physics, and general relativity. Springer. 1997. ISBN 978-1-4684-0491-3.

[3] Seeds, Michael A. Astronomy : the solar system and beyond. Brooks/Cole, Cengage Learning. 2010. ISBN 978-0-495-56203-0.

[4] Richard C. Tolman. 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.

[5] J. R. Oppenheimer. On Massive Neutron Cores. Physical Review. 1939-02-15. Vol. 55 (4). hlm. 374–381. doi:10.1103/physrev.55.374.

[6] Michele Maggiore. Neutron stars. Oxford Scholarship Online. 2018-05-24. doi:10.1093/oso/9780198570899.003.0002.

[7] F. Douchin. 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.

[8] Bülent Kızıltan. Reassessing The Fundamentals New Constraints on the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. AIP. 2011. doi:10.1063/1.3629483.

[9] sumber. www3.mpifr-bonn.mpg.de.

[10] Wei-Kuo Tao. Parameterizations of Cloud Microphysics and Indirect Aerosol Effects. 2014-05-19.

[11] Haensel, Paweł. Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.

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

[13] Jerry Coffey. Density of the Earth. Universe Today. 2009-03-10.

[14] J. W. T. Hessels. A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz. Science. 2006-03-31. Vol. 311 (5769). hlm. 1901–1904. doi:10.1126/science.1123430.

[15] NASA - Neutron Stars. www.nasa.gov.

[16] Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars. Wiley-VCH Verlag GmbH. hlm. 1–16. ISBN 978-3-527-61766-1.

[17] Bing Zhang. 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.

[18] Beverly B. Cook. Adams, Annette Abbott (1877-1956), lawyer and judge. Oxford University Press. 2000-02.

[19] W. Baade. 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.

[20] J. Chadwick. Possible Existence of a Neutron. Nature. 1932-02. Vol. 129 (3252). hlm. 312–312. doi:10.1038/129312a0.

[21] A. HEWISH. 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.

[22] I. S. Shklovsky. 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.

[23] Pranab Ghosh. Rotation and Accretion Powered Pulsars. WORLD SCIENTIFIC. 2007-04. ISBN 978-981-02-4744-7.

[24] 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.

[25] Neutron Stars 1. Astrophysics and Space Science Library. 2007. doi:10.1007/978-0-387-47301-7.

[26] Andrew Lyne. Pulsar Astronomy. Cambridge University Press. hlm. 151–169. ISBN 978-0-511-84458-4.

[27] Andrew Lyne. Pulsar Astronomy. Cambridge University Press. hlm. 151–169. ISBN 978-0-511-84458-4.

[28] P. B. Demorest. A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay. Nature. 2010-10. Vol. 467 (7319). hlm. 1081–1083. doi:10.1038/nature09466.

[29] John Antoniadis. Springer Theses. Springer International Publishing. 2014-09-24. hlm. 63–68. ISBN 978-3-319-09896-8.

[30] SwopeTeam. 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.

[31] 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.

[32] E. Troja. 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.

[33] Distant Thunder: Poetic license. October 2018. 2018-10-01. Vol. 28 (9). hlm. 26. doi:10.1144/geosci2018-017.

[34] Shigeo S. Kimura. 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.

[35] Tom Dwelly. 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.

[36] David Finley. State of the Universe 2008. Praxis. hlm. 132–141. ISBN 978-0-387-71674-9.

[37] K. Hotokezaka. 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.

[38] G. Srinivasan. The maximum mass of neutron stars. Astronomy and Astrophysics Review. 2002-05-01. Vol. 11 (1). hlm. 67–96. doi:10.1007/s001590200016.

[39] Bally, John. The birth of stars and planets. Cambridge University Press. 2006. ISBN 978-0-521-80105-8.

[40] Haensel, Paweł. Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.

[41] Haensel, Paweł. Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.

[42] Vasilii S. Beskin. Radio pulsars. Uspekhi Fizicheskih Nauk. 1999. Vol. 169 (11). hlm. 1169. doi:10.3367/ufnr.0169.199911a.1169.

[43] David Darling - science writer. www.daviddarling.info.

[44] José A. Pons. 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.

[45] Haensel, Paweł. Neutron stars. 1, Equation of state and structure. Springer. 2007. ISBN 978-0-387-47301-7.

[46] James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.

[47] W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.

[48] James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.

[49] Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.

[50] D. Klochkov. 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.

[51] Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.

[52] W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.

[53] The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. IOP Publishing Ltd. ISBN 0-333-75088-8.

[54] The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. IOP Publishing Ltd. ISBN 0-333-75088-8.

[55] K. T. S. Brazier. 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.

[56] James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.

[57] James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.

[58] James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.

[59] James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.

[60] Pavlov, George. "X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Thermally Emitting Neutron Stars" (PDF). pulsarastronomy.net. Retrieved 26 September 2020.

[61] Zhang, B. ["Spin-Down Power of Magnetars"] (PDF). Universidade Federal do Rio Grande do Sul. Retrieved 24 March 2016.

[62] James J. Condon. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press. 2016-04-05. ISBN 978-1-4008-8116-1.

[63] J. W. T. Hessels. A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz. Science. 2006-03-31. Vol. 311 (5769). hlm. 1901–1904. doi:10.1126/science.1123430.

[64] P. Kaaret. 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.

[65] Chryssa Kouveliotou. Magnetars. Scientific American. 2003-02. Vol. 288 (2). hlm. 34–41. doi:10.1038/scientificamerican0203-34.

[66] Chryssa Kouveliotou. Magnetars. Scientific American. 2003-02. Vol. 288 (2). hlm. 34–41. doi:10.1038/scientificamerican0203-34.

[67] R. F. Archibald. An anti-glitch in a magnetar. Nature. 2013-05. Vol. 497 (7451). hlm. 591–593. doi:10.1038/nature12159.

[68] T. M. Tauris. Compact Stellar X-ray Sources. Cambridge University Press. hlm. 623–666. ISBN 978-0-511-53628-1.

[69] B. P. Abbott. 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.

[70] Compact Stellar X-ray Sources. 2006. doi:10.1017/cbo9780511536281.

[71] J. H. Taylor. 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.

[72] N. R. Tanvir. 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.

[73] Adrian Cho. Merging neutron stars generate gravitational waves and a celestial light show. Science. 2017-10-16. doi:10.1126/science.aar2149.

[74] CBS News/New York Times October Politics Survey, October 15-17, 1991. ICPSR Data Holdings. 1992-10-31.

[75] F. Marion. Searches for Gravitational Waves from Compact Binary Coalescences with the LIGO and Virgo Detectors. AIP. 2010. doi:10.1063/1.3536398.

[76] F. Marion. Searches for Gravitational Waves from Compact Binary Coalescences with the LIGO and Virgo Detectors. AIP. 2010. doi:10.1063/1.3536398.

[77] Meg Urry. 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.

[78] W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.

[79] Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.

[80] Sandro Mereghetti. High-Energy Emission from Pulsars and their Systems. Springer Berlin Heidelberg. 2010-12-14. hlm. 345–363. ISBN 978-3-642-17250-2.

[81] Oleg Kargaltsev. Isolated Neutron Stars: From the Surface to the Interior. Springer Netherlands. 2007. hlm. 287–296. ISBN 978-1-4020-5997-1.

[82] Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.

[83] Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.

[84] Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.

[85] W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.

[86] W. Becker. The Many Faces of Neutron Stars. Springer Netherlands. 1998. hlm. 525–537. ISBN 978-90-481-5076-2.

[87] Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.

[88] Andrea De Luca. Central Compact Objects in Supernova Remnants. AIP Conference Proceedings. AIP. 2008. doi:10.1063/1.2900173.

[89] E. Parent. 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.

[90] T. Nakamura. 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.

[91] Rosanne Di Stefano. 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.

[92] Thompson, Todd A. Protoneutron Star Winds. 2003-09-03.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[88]

[89]

[90]

[91]

[92]

Maintenance script (bicara | kontrib)