Bintang neutron: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
k Menghapus Kategori:Bintang kompak; Menambah Kategori:Bintang padat menggunakan HotCat |
k ~ rapikan |
||
Baris 2:
[[Berkas:Neutron star illustrated.jpg|jmpl|Ilustrasi Bintang neutron yang dibuat oleh [[NASA]].]]
[[Berkas:PIA18848-PSRB1509-58-ChandraXRay-WiseIR-20141023.jpg|jmpl|
[[Berkas:Cycle_of_pulsed_gamma_rays_from_the_Vela_pulsar.gif|jmpl|Sinar gamma dari [[pulsar Vela]] dalam gerakan lambat. Itu diakui pada tahun 1968 sebagai hasil peristiwa supernova.]]
'''Bintang neutron''' adalah inti Bintang yang telah runtuh dari bintang [[super raksasa]] masif, yang memiliki massa total antara 10 hingga 25 massa matahari, namun massanya bisa lebih jika bintang tersebut Kaya logam.<ref>{{Cite journal|last=Heger|first=A.|last2=Fryer|first2=C. L.|last3=Woosley|first3=S. E.|last4=Langer|first4=N.|last5=Hartmann|first5=D. H.|date=2003-07|title=How Massive Single Stars End Their Life|url=http://dx.doi.org/10.1086/375341|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|issue=1|pages=288–300|doi=10.1086/375341|issn=0004-637X}}</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>{{Cite book|last=Glendenning, Norman K.|date=1997|url=https://www.worldcat.org/oclc/682009151|title=Compact stars : nuclear physics, particle physics, and general relativity|location=New York|publisher=Springer|isbn=978-1-4684-0491-3|oclc=682009151}}</ref> Bintang neutron memiliki radius sekitar 10 kilometer (6,2 mil) dan bermassa sekitar 1,4 massa matahari.<ref>{{Cite book|last=Seeds, Michael A.|date=2010|url=https://www.worldcat.org/oclc/237881345|title=Astronomy : the solar system and beyond|location=Belmont, CA|publisher=Brooks/Cole, Cengage Learning|isbn=978-0-495-56203-0|edition=6th ed.|others=Backman, Dana E.|oclc=237881345}}</ref>
Setelah terbentuk, bintang neutron tidak lagi aktif menghasilkan panas atau energi, dan mendingin dengan seiring waktu; Namun, bintang neutron mungkin masih bisa berkembang lebih jauh melalui [[Tabrakan bintang|tabrakan]] atau [[Akresi (astrofisika)|akresi]]. Sebagian besar model dasar ilmiah men-teorikan 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>{{Cite journal|last=Tolman|first=Richard C.|date=1939-02-15|title=Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid|url=http://dx.doi.org/10.1103/physrev.55.364|journal=Physical Review|volume=55|issue=4|pages=364–373|doi=10.1103/physrev.55.364|issn=0031-899X}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Oppenheimer|first=J. R.|last2=Volkoff|first2=G. M.|date=1939-02-15|title=On Massive Neutron Cores|url=http://dx.doi.org/10.1103/physrev.55.374|journal=Physical Review|volume=55|issue=4|pages=374–381|doi=10.1103/physrev.55.374|issn=0031-899X}}</ref> dan gaya nuklir repulsif-nya memainkan peran yang lebih besar dalam menahan massa bintang neutron yang jauh lebih masif.<ref>{{Cite journal|last=Maggiore|first=Michele|date=2018-05-24|title=Neutron stars|url=http://dx.doi.org/10.1093/oso/9780198570899.003.0002|journal=Oxford Scholarship Online|doi=10.1093/oso/9780198570899.003.0002}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Douchin|first=F.|last2=Haensel|first2=P.|date=2001-12|title=A unified equation of state of dense matter and neutron star structure|url=http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:20011402|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=380|issue=1|pages=151–167|doi=10.1051/0004-6361:20011402|issn=0004-6361}}</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.
Baris 13:
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>{{Cite journal|last=Hessels|first=J. W. T.|date=2006-03-31|title=A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz|url=http://dx.doi.org/10.1126/science.1123430|journal=Science|volume=311|issue=5769|pages=1901–1904|doi=10.1126/science.1123430|issn=0036-8075}}</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>{{Cite web|title=NASA - Neutron Stars|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/neutron_stars.html|website=www.nasa.gov|language=en|access-date=2020-08-22}}</ref> dan setidaknya beberapa ratus juta, angka tersebut diperoleh dengan memperkirakan berapa jumlah bintang yang telah mengalami ledakan [[supernova]] di Bima Sakit.<ref>{{Cite book|url=http://dx.doi.org/10.1002/9783527617661.ch1|title=Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars|location=Weinheim, Germany|publisher=Wiley-VCH Verlag GmbH|isbn=978-3-527-61766-1|pages=1–16}}</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; namun, sejak deteksi ''[[Teleskop Luar Angkasa Hubble]]'' [[RX J185635−3754]], beberapa bintang neutron terdekat yang tampaknya hanya memancarkan radiasi termal telah terdeteksi. Repeater gamma lembut diduga berasal dari jenis bintang neutron dengan medan magnet yang sangat kuat, yang disebut [[magnetar]], arau bintang neutron dengan bentuk cakram fosil di sekelilingnya.<ref>{{Cite journal|last=Zhang|first=Bing|last2=Xu|first2=R. X.|last3=Qiao|first3=G. J.|date=2000-12-20|title=Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters|url=http://dx.doi.org/10.1086/317889|journal=The Astrophysical Journal|volume=545|issue=2|pages=L127–L130|doi=10.1086/317889|issn=0004-637X}}</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>{{Cite book|last=Cook|first=Beverly B.|date=2000-02|url=http://dx.doi.org/10.1093/anb/9780198606697.article.1100004|title=Adams, Annette Abbott (1877-1956), lawyer and judge|publisher=Oxford University Press|series=American National Biography Online}}</ref> dan gelombang gravitasi lainnya juga telah terdeteksi secara tidak langsung dalam sistem di mana dua bintang neutron mengorbit satu sama lain.
Baris 23:
Pada tahun 1965, [[Antony Hewish]] dan [[Samuel Okoy]]<nowiki/>e menemukan "sumber suhu kecerahan radio tinggi yang tidak biasa di Nebula Kepiting".<ref>{{Cite journal|last=HEWISH|first=A.|last2=OKOYE|first2=S. E.|date=1965-07|title=Evidence for an Unusual Source of High Radio Brightness Temperature in the Crab Nebula|url=http://dx.doi.org/10.1038/207059a0|journal=Nature|volume=207|issue=4992|pages=59–60|doi=10.1038/207059a0|issn=0028-0836}}</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>{{Cite journal|last=Shklovsky|first=I. S.|date=1967-04|title=On the Nature of the Source of X-Ray Emission of SCO XR-1.|url=http://dx.doi.org/10.1086/180001|journal=The Astrophysical Journal|volume=148|pages=L1|doi=10.1086/180001|issn=0004-637X}}</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.
Baris 29:
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>{{Cite book|last=Ghosh|first=Pranab|date=2007-04|url=http://dx.doi.org/10.1142/4806|title=Rotation and Accretion Powered Pulsars|publisher=WORLD SCIENTIFIC|isbn=978-981-02-4744-7|series=World Scientific Series in Astronomy and Astrophysics}}</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>{{Cite journal|date=2007-01-01|title=A companion to astronomy and astrophysics: chronology and glossary with data tables|url=http://dx.doi.org/10.5860/choice.44-2677|journal=Choice Reviews Online|volume=44|issue=05|pages=44–2677-44-2677|doi=10.5860/choice.44-2677|issn=0009-4978}}</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>{{Cite journal|date=2007|editor-last=Haensel|editor-first=P.|editor2-last=Potekhin|editor2-first=A. Y.|editor3-last=Yakovlev|editor3-first=D. G.|title=Neutron Stars 1|url=http://dx.doi.org/10.1007/978-0-387-47301-7|journal=Astrophysics and Space Science Library|doi=10.1007/978-0-387-47301-7|issn=0067-0057}}</ref>
Pada tahun 1982, [[Don Backer]] dan rekannya menemukan [[pulsar milidetik]] pertama [[PSR B1937+21]].<ref>{{Cite book|last=Lyne|first=Andrew|last2=Graham-Smith|first2=Francis|url=http://dx.doi.org/10.1017/cbo9780511844584.012|title=Pulsar Astronomy|location=Cambridge|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-511-84458-4|pages=151–169}}</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.
Baris 41:
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>{{Cite book|last=Antoniadis|first=John|date=2014-09-24|url=http://dx.doi.org/10.1007/978-3-319-09897-5_5|title=Springer Theses|location=Cham|publisher=Springer International Publishing|isbn=978-3-319-09896-8|pages=63–68}}</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>{{Cite web|last=SwopeTeam|last2=r/Science|title=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!|url=http://dx.doi.org/10.15200/winn.150824.44719|website=The Winnower|access-date=2020-09-24}}</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
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>{{Cite journal|last=Dwelly|first=Tom|date=2008-10-14|title=Measuring the cosmic star-formation rate using deep radio studies|url=http://dx.doi.org/10.22323/1.052.0051|journal=Proceedings of From Planets to Dark Energy: the Modern Radio Universe — PoS(MRU)|location=Trieste, Italy|publisher=Sissa Medialab|doi=10.22323/1.052.0051}}</ref><ref>{{Cite book|last=Finley|first=David|url=http://dx.doi.org/10.1007/978-0-387-73998-4_8|title=State of the Universe 2008|location=New York, NY|publisher=Praxis|isbn=978-0-387-71674-9|pages=132–141}}</ref> Pengukuran konstanta Hubble mereka sekitar 70.3+5,3−5,0(km/s)''/''Mpc.<ref>{{Cite journal|last=Hotokezaka|first=K.|last2=Nakar|first2=E.|last3=Gottlieb|first3=O.|last4=Nissanke|first4=S.|last5=Masuda|first5=K.|last6=Hallinan|first6=G.|last7=Mooley|first7=K. P.|last8=Deller|first8=A. T.|date=2019-07-08|title=A Hubble constant measurement from superluminal motion of the jet in GW170817|url=http://dx.doi.org/10.1038/s41550-019-0820-1|journal=Nature Astronomy|volume=3|issue=10|pages=940–944|doi=10.1038/s41550-019-0820-1|issn=2397-3366}}</ref>
Baris 49:
== Pembentukan ==
[[Berkas:Neutronstarsimple.png|jmpl|280px|Representasi sederhana dari pembentukan Bintang neutron.]]
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 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>{{Cite journal|last=Srinivasan|first=G.|date=2002-05-01|title=The maximum mass of neutron stars|url=http://dx.doi.org/10.1007/s001590200016|journal=Astronomy and Astrophysics Review|volume=11|issue=1|pages=67–96|doi=10.1007/s001590200016|issn=0935-4956}}</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>{{Cite book|last=Bally, John.|date=2006|url=https://www.worldcat.org/oclc/61757070|title=The birth of stars and planets|location=Cambridge|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-80105-8|others=Reipurth, Bo.|oclc=61757070}}</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>{{Cite book|last=Haensel, Paweł.|date=2007|url=https://www.worldcat.org/oclc/232363234|title=Neutron stars. 1, Equation of state and structure|location=New York|publisher=Springer|isbn=978-0-387-47301-7|others=Potekhin, A. Y., Yakovlev, D. G.|oclc=232363234}}</ref> 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 ==
[[Berkas:Neutron_star_cross_section.svg|jmpl|Penampang bintang neutron. Massa jenis
adalah ρ0 atau massa jenis materi inti saturasi, di mana nukleon mulai bersentuhan.]]
Pemahaman saat ini tentang struktur bintang neutron ditentukan oleh [[model matematika]] yang ada, tetapi beberapa detail dapat diambil melalui studi tentang osilasi bintang neutron. [[Asteroseismologi]], sebuah studi yang diterapkan pada bintang biasa, dapat mengungkapkan struktur dalam bintang neutron dengan menganalisis [[spektrumosilasi]] bintang yang diamati.<ref name=":0" />
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>{{Cite journal|last=Beskin|first=Vasilii S.|date=1999|title=Radio pulsars|url=http://dx.doi.org/10.3367/ufnr.0169.199911a.1169|journal=Uspekhi Fizicheskih Nauk|volume=169|issue=11|pages=1169|doi=10.3367/ufnr.0169.199911a.1169|issn=0042-1294}}</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 mm), karena medan gravitasi yang ekstrim.<ref>{{Cite web|title=David Darling - science writer|url=http://www.daviddarling.info/|website=www.daviddarling.info|access-date=2020-09-21}}</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>{{Cite journal|last=Pons|first=José A.|last2=Viganò|first2=Daniele|last3=Rea|first3=Nanda|date=2013-06-09|title=A highly resistive layer within the crust of X-ray pulsars limits their spin periods|url=http://dx.doi.org/10.1038/nphys2640|journal=Nature Physics|volume=9|issue=7|pages=431–434|doi=10.1038/nphys2640|issn=1745-2473}}</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 name=":0" /> atau materi degenerasi kuark ultra-padat.
Baris 71:
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>{{Cite book|last=Condon|first=James J.|last2=Ransom|first2=Scott M.|date=2016-04-05|url=http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161|title=Essential Radio Astronomy|publisher=Princeton University Press|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>{{Cite book|last=Becker|first=W.|last2=Trümper|first2=J.|date=1998|url=http://dx.doi.org/10.1007/978-94-015-9139-3_34|title=The Many Faces of Neutron Stars|location=Dordrecht|publisher=Springer Netherlands|isbn=978-90-481-5076-2|pages=525–537}}</ref> Namun, magnetosfer dengan ''Radiasi dipol magnet'' sering kali tertukar,
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 name=":3">{{Cite journal|last=De Luca|first=Andrea|last2=Bassa|first2=C.|last3=Wang|first3=Z.|last4=Cumming|first4=A.|last5=Kaspi|first5=V. M.|date=2008|title=Central Compact Objects in Supernova Remnants|url=http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173|journal=AIP Conference Proceedings|publisher=AIP|doi=10.1063/1.2900173}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Klochkov|first=D.|last2=Pühlhofer|first2=G.|last3=Suleimanov|first3=V.|last4=Simon|first4=S.|last5=Werner|first5=K.|last6=Santangelo|first6=A.|date=2013-07-23|title=A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731−347/G353.6−0.7 with a carbon atmosphere|url=http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201321740|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=556|pages=A41|doi=10.1051/0004-6361/201321740|issn=0004-6361}}</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 name=":3" />
=== Spektrum ===
Baris 86:
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)
[[Berkas:PPdot2.png|jmpl|P - Diagram P- titik (atau P-Dot) untuk [[Pulsar bertenaga rotasi]] yang diketahui (merah), [[Pulsar sinar-X anomali]] (hijau), [[Pulsar emisi energi tinggi]] (biru), dan [[Pulsar biner]] (merah muda).]]
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>{{Cite book|last=Condon|first=James J.|last2=Ransom|first2=Scott M.|date=2016-04-05|url=http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161|title=Essential Radio Astronomy|publisher=Princeton University Press|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>{{Cite book|last=Condon|first=James J.|last2=Ransom|first2=Scott M.|date=2016-04-05|url=http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161|title=Essential Radio Astronomy|publisher=Princeton University Press|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>{{Cite book|last=Condon|first=James J.|last2=Ransom|first2=Scott M.|date=2016-04-05|url=http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161|title=Essential Radio Astronomy|publisher=Princeton University Press|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>{{Cite book|last=Condon|first=James J.|last2=Ransom|first2=Scott M.|date=2016-04-05|url=http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161|title=Essential Radio Astronomy|publisher=Princeton University Press|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>{{Cite book|last=Condon|first=James J.|last2=Ransom|first2=Scott M.|date=2016-04-05|url=http://dx.doi.org/10.1515/9781400881161|title=Essential Radio Astronomy|publisher=Princeton University Press|isbn=978-1-4008-8116-1}}</ref>
=== Putaran ===
Baris 109:
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>{{Cite journal|last=Kouveliotou|first=Chryssa|last2=Duncan|first2=Robert C.|last3=Thompson|first3=Christopher|date=2003-02|title=Magnetars|url=http://dx.doi.org/10.1038/scientificamerican0203-34|journal=Scientific American|volume=288|issue=2|pages=34–41|doi=10.1038/scientificamerican0203-34|issn=0036-8733}}</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 teoritis [[superfluida]] bintang neutron dari suatu keadaan energi metastabil ke yang lebih rendah, sehingga melepaskan energi yang muncul sebagai peningkatan laju rotasi.<ref>{{Cite journal|last=Kouveliotou|first=Chryssa|last2=Duncan|first2=Robert C.|last3=Thompson|first3=Christopher|date=2003-02|title=Magnetars|url=http://dx.doi.org/10.1038/scientificamerican0203-34|journal=Scientific American|volume=288|issue=2|pages=34–41|doi=10.1038/scientificamerican0203-34|issn=0036-8733}}</ref>
=== Anti-glitches ===
Baris 125:
== 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>{{Cite book|last=Tauris|first=T. M.|last2=van den Heuvel|first2=E. P. J.|url=http://dx.doi.org/10.1017/cbo9780511536281.017|title=Compact Stellar X-ray Sources|location=Cambridge|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-511-53628-1|pages=623–666}}</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>{{Cite journal|last=Abbott|first=B. P.|last2=Abbott|first2=R.|last3=Abbott|first3=T. D.|last4=Acernese|first4=F.|last5=Ackley|first5=K.|last6=Adams|first6=C.|last7=Adams|first7=T.|last8=Addesso|first8=P.|last9=Adhikari|first9=R. X.|date=2017-10-16|title=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.119.161101|journal=Physical Review Letters|language=en|volume=119|issue=16|pages=161101|doi=10.1103/PhysRevLett.119.161101|issn=0031-9007}}</ref>
=== Biner sinar-X ===
{{Artikel|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>{{Cite journal|date=2006|editor-last=Lewin|editor-first=Walter|editor2-last=van der Klis|editor2-first=Michiel|title=Compact Stellar X-ray Sources|url=http://dx.doi.org/10.1017/cbo9780511536281|doi=10.1017/cbo9780511536281}}</ref>
=== Penggabungan biner dan nukleosintesis bintang neutron ===
Baris 144:
* Bintang neutron
** Bintang neutron terisolasi (INS):<ref name=":1">{{Cite book|last=Becker|first=W.|last2=Trümper|first2=J.|date=1998|url=http://dx.doi.org/10.1007/978-94-015-9139-3_34|title=The Many Faces of Neutron Stars|location=Dordrecht|publisher=Springer Netherlands|isbn=978-90-481-5076-2|pages=525–537}}</ref><ref name=":2">{{Cite journal|last=De Luca|first=Andrea|last2=Bassa|first2=C.|last3=Wang|first3=Z.|last4=Cumming|first4=A.|last5=Kaspi|first5=V. M.|date=2008|title=Central Compact Objects in Supernova Remnants|url=http://dx.doi.org/10.1063/1.2900173|journal=AIP Conference Proceedings|publisher=AIP|doi=10.1063/1.2900173}}</ref><ref>{{Cite book|last=Mereghetti|first=Sandro|date=2010-12-14|url=http://dx.doi.org/10.1007/978-3-642-17251-9_29|title=High-Energy Emission from Pulsars and their Systems|location=Berlin, Heidelberg|publisher=Springer Berlin Heidelberg|isbn=978-3-642-17250-2|pages=345–363}}</ref><ref>{{Cite book|last=Kargaltsev|first=Oleg|last2=Pavlov|first2=George|date=2007|url=http://dx.doi.org/10.1007/978-1-4020-5998-8_37|title=Isolated Neutron Stars: From the Surface to the Interior|location=Dordrecht|publisher=Springer Netherlands|isbn=978-1-4020-5997-1|pages=287–296}}</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 name=":2" />
**** 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 name=":2" />
*** [[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 name=":2" />
**** [[Sinar gamma|Radiasi sinar gamma]] (SGR).<ref name=":1" />
**** [[Pulsar sinar-X anomali]] (AXP).<ref name=":1" />
*** [[Bintang neutron radio-tenang]].
**** [[Sinar-X]] meredupkan bintang neutron yang terisolasi.<ref name=":2" />
**** 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 name=":2" />
** [[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>{{Cite journal|last=Parent|first=E.|last2=Kaspi|first2=V. M.|last3=Ransom|first3=S. M.|last4=Freire|first4=P. C. C.|last5=Brazier|first5=A.|last6=Camilo|first6=F.|last7=Chatterjee|first7=S.|last8=Cordes|first8=J. M.|last9=Crawford|first9=F.|date=2019-12-03|title=Eight Millisecond Pulsars Discovered in the Arecibo PALFA Survey|url=http://dx.doi.org/10.3847/1538-4357/ab4f85|journal=The Astrophysical Journal|volume=886|issue=2|pages=148|doi=10.3847/1538-4357/ab4f85|issn=1538-4357}}</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.
Baris 165:
*** Tersier sinar-X (diteorikan).<ref>{{Cite journal|last=Di Stefano|first=Rosanne|date=2019-11-25|title=The dynamical Roche lobe in hierarchical triples|url=http://dx.doi.org/10.1093/mnras/stz2572|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=491|issue=1|pages=495–503|doi=10.1093/mnras/stz2572|issn=0035-8711}}</ref>
* [[Bintang kompak]] diteorikan dengan sifat serupa.
** [[Bintang protoneutron]] (PNS), diteorikan.<ref>{{Cite book|last=Thompson, Todd A.|date=2003-09-03|url=http://worldcat.org/oclc/691183696|title=Protoneutron Star Winds|oclc=691183696}}</ref>
** [[Bintang eksotis]]
*** [[Objek Thorne–Zytkow|Objek Thorne – Żytkow]]: saat ini merupakan penggabungan hipotetis dari bintang neutron dengan bintang [[raksasa merah]].
Baris 181:
* [[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.
== Galeri ==
=== Video animasi ===
<gallery class="center">
Berkas:Neutron Star Manhattan.ogv|Bintang Neutron mengandung 500,000 Massa Bumi dengan diameter {{convert|25|km|abbr=on}}
Berkas:Crash and Burst.ogv|[[Tabrakan bintang neutron]]
Berkas:Neutron star collision.ogv|Tabrakan Bintang Neutron
Baris 218:
{{Bintang Neutron}}{{Katai putih}}{{Lubang hitam}} {{Bintang runtuh inti}} {{Star}} {{Supernovae}} {{Gelombang gravitasi}}
{{Portal bar|Bintang|Astronomy}}{{Authority control}}
[[Kategori:Bintang neutron| ]]▼
[[Kategori:Jenis bintang]]
[[Kategori:Bintang padat]]
[[Kategori:Materi eksotis]]
[[Kategori:Neutron]]
▲[[Kategori:Bintang neutron]]
| |||