Bintang neutron

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.^[26] 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.^[27] 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.^[28] 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.^[29]

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.^{[30][31][32][33]}

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.^[34][35] Pengukuran konstanta Hubble mereka sekitar 70.3+5,3−5,0(km/s)/Mpc.^[36]

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.^[37] 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.^[38]

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).^[11] 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.

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

Model saat ini menunjukkan bahwa materi di permukaan bintang neutron terdiri dari inti atom biasa yang dihancurkan menjadi kisi padat dengan lautan elektron yang mengalir melalui celah di antaranya. Ada kemungkinan inti di permukaannya adalah besi, karena energi mengikat besi yang tinggi per nukleon. Ada kemungkinan juga bahwa unsur-unsur berat, seperti besi, tenggelam begitu saja di bawah permukaan, hanya menyisakan inti ringan seperti helium dan hidrogen. Jika suhu permukaan melebihi 10⁶ kelvin (seperti dalam kasus pulsar berusia muda), permukaannya harus cairan bukan fase padat yang mungkin ada di bintang neutron dingin (suhu <10⁶ kelvin).^[39]

"Atmosfer" bintang neutron diduga memiliki ketebalan sangat tinggi, beberapa mikrometer, dan dinamikanya sepenuhnya dikendalikan oleh medan magnet bintang neutron. Di bawah atmosfernya, terdapat "kerak" yang padat. Kerak ini sangat keras dan sangat halus (dengan ketidakteraturan permukaan maksimum ~ 5 mm), karena medan gravitasi yang ekstrim.^[40]

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.^[41] Komposisi materi super padat di intinya masih belum pasti. Salah satu model menggambarkan intinya sebagai materi superfluid degenerasi neutron (kebanyakan neutron, dengan beberapa proton dan elektron). Bentuk materi yang lebih eksotis dimungkinkan, termasuk materi asing yang menipis (yang mengandung Strange quark selain kuark atas dan bawah), suatu materi yang mengandung pion dan kaon berenergi tinggi selain neutron,^[11] atau materi degenerasi kuark ultra-padat.

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.^[42]

Radiasi yang berasal dari kutub magnet bintang neutron dapat digambarkan sebagai radiasi magnetosfer, mengacu pada magnetosfer bintang neutron.^[43] 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.^[42]

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.^[44][45] 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.^[44]

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.^[43] Mayoritas bintang neutron yang terdeteksi, termasuk yang diidentifikasi dalam sinar optik, sinar-X, dan sinar gamma, juga memancarkan gelombang radio;^[46] contoh yang mengeluarkan gelombang radio adalah Pulsar Kepiting yang menghasilkan emisi elektromagnetik di seluruh spektrum.^[46] Namun, terdapat bintang neutron yang disebut bintang neutron radio tenang, tanpa emisi radio yang terdeteksi.^[47]

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).^[42]

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.^[42]

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.^[42]

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".^[42][48] 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.^[49]

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.^[42]

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.^[14] 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,^[50] 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.^[51]

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 teoritis superfluida bintang neutron dari suatu keadaan energi metastabil ke yang lebih rendah, sehingga melepaskan energi yang muncul sebagai peningkatan laju rotasi.^[51]

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.^[52]

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.

Sekitar 5% dari semua bintang neutron yang diketahui adalah anggota sistem biner. Pembentukan dan evolusi bintang neutron biner bisa menjadi proses yang kompleks.^[54] 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.^[55]

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.^[56]

Penggabungan biner dan nukleosintesis bintang neutron

Jarak antara dua bintang neutron dalam sistem biner tedekat diamati dan terus mendekati saat gelombang gravitasi dipancarkan.^[57] 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,^[58] 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.^{[59][60][61][61]} 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,^[62] bertentangan dengan teori nukleosintesis supernova.

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.

• Bintang neutron
  • Bintang neutron terisolasi (INS):^{[43][44][63][64]} 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).^[44]
      • 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.^[44]
    • 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).^[44]
      • Radiasi sinar gamma (SGR).^[43]
      • Pulsar sinar-X anomali (AXP).^[43]
    • Bintang neutron radio-tenang.
      • Sinar-X meredupkan bintang neutron yang terisolasi.^[44]
      • 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.^[44]
  • 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",^[65] 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.^[66]
      • 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).^[67]
• Bintang kompak diteorikan dengan sifat serupa.
  • Bintang protoneutron (PNS), diteorikan.^[68]
  • 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.

• 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.

Video animasi

• Bintang Neutron mengandung 500,000 Massa Bumi dengan diameter 25 km (16 mi)
• Tabrakan bintang neutron
• Tabrakan Bintang Neutron

• Neutronium
• Strange quark
• Bintang kuark
• Pria hijau kecil (astronomi)
• Strange quark

Wikimedia Commons memiliki media mengenai Neutron stars.

• Neutron star (astronomy) di Encyclopædia Britannica
• Introduction to neutron stars
• Hessels, Jason W. T; Ransom, Scott M; Stairs, Ingrid H; Freire, Paulo C. C; Kaspi, Victoria M; Camilo, Fernando (2003). "Neutron Stars for Undergraduates". American Journal of Physics. 72 (2004): 892–905. arXiv:nucl-th/0309041  . Bibcode:2004AmJPh..72..892S. doi:10.1119/1.1703544. 
  • Silbar, Richard R; Reddy, Sanjay (2005). "Erratum: "Neutron stars for undergraduates" [Am. J. Phys. 72 (7), 892–905 (2004)]". American Journal of Physics. 73 (3): 286. arXiv:nucl-th/0309041  . Bibcode:2005AmJPh..73..286S. doi:10.1119/1.1852544. 
• 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.

Templat:Bintang NeutronTemplat:Katai putih

Templat:Bintang runtuh inti Templat:Star

Templat:Gelombang gravitasi