Bintang padat

Dalam astronomi, istilah Bintang padat atau sering disebut Bintang Kompak (atau benda padat) (Inggris:Compact star) secara kolektif mengacu pada katai putih, bintang neutron, dan lubang hitam. Benda seperti itu dikatakan benda padat jika benda padat dan hipotetis seperti itu memang benar adanya. Semua benda padat memiliki massa relatif sangat tinggi dibandingkan jari-jarinya, sehingga memberikan massa jenis yang amat tinggi, dibandingkan dengan materi atom biasa.

Bintang padat sering kali menjadi titik akhir dari evolusi bintang, dan dalam hal ini juga disebut sisa-sisa bintang. Keadaan dan jenis sisa bintang ini bergantung terutama pada massa bintang tempat ia terbentuk. Istilah ambigu bintang padat sering digunakan ketika sifat sebenarnya dari bintang tersebut tidak diketahui, tetapi memiliki bukti yang menunjukkan bahwa ia memiliki radius yang sangat kecil dibandingkan dengan bintang biasa. Bintang padat yang bukan lubang hitam bisa disebut sebagai bintang degenerasi. Pada 1 Juni 2020, para astronom melaporkan sebuah sumber gelombang radio, Fast Radio Bursts (FRBs), yang sekarang mungkin merupakan hasil dari peristiwa "penggabungan salah satu Bintang kompak dengan magnetar yang menimbulkan supernova keruntuhan inti normal".^[1]^[2]

Pembentukan

Biasanya titik akhir evolusi bintang merupakan awal pembentukan bintang padat.

Sebagian besar bintang pada akhirnya akan mencapai titik akhir evolusinya yang dimana ketika tekanan radiasi luar dari fusi nuklir di bagian dalamnya tidak dapat lagi menahan gaya gravitasinya. Ketika ini terjadi, bintang tersebut runtuh karena massanya sendiri dan mengalami proses kematian bintang. Bagi kebanyakan bintang, hal ini akan menghasilkan pembentukan sisa bintang yang sangat padat, yang juga dikenal sebagai bintang padat.

Bintang kompak bisa memproduksi energi internal, tetapi akan—dengan pengecualian lubang hitam—biasanya hanya memancar energinya selama jutaan tahun dengan sisa panas yang tersisa dari keruntuhan itu sendiri.^[3]

Menurut pemahaman terbaru, bintang kompak juga bisa terbentuk selama pemisahan fase alam semesta awal setelah Big Bang. Asal mula bintang padat yang diketahui belum ditentukan dengan pasti.

Katai putih

Bintang-bintang yang disebut katai putih atau kerdil putih degenerasi sebagian besar terdiri dari materi degenerasi; biasanya intinya merupakan karbon dan oksigen dimana lautan elektron degenerasi berada. Katai putih muncul dari inti bintang deret utama dan oleh karena itu, mereka sangat panas saat terbentuk. Saat mendingin, warnanya akan memerah dan meredup sampai akhirnya menjadi katai hitam. Katai putih diamati pada abad ke-19, tetapi kepadatan dan tekanan yang sangat tinggi yang dikandungnya tidak dijelaskan hingga tahun 1920-an.

Persamaan keadaan hal degenerasi adalah "kelunakannya", yang berarti bahwa penambahan lebih banyak massa akan menghasilkan sebuah objek yang lebih kecil. Yang berlanjut pada penambahan massa katai putih, benda tersebut mengecil dan kepadatan intinya menjadi lebih besar, dengan energi elektron yang berdegenerasi lebih tinggi. Setelah massa bintang yang degenerasi tumbuh cukup besar maka jari-jarinya mengecil menjadi hanya beberapa ribu kilometer, yang massanya akan mendekati batas Chandrasekhar - batas atas teoritis massa katai putih, yaitu 1,4 kali massa Matahari (M_☉).

Jika materi dipindahkan dari inti katai putih dan dikompresi perlahan, elektron pertama-tama akan bergabung dengan intinya, dan mengubahnya menjadi proton yang kemudian menjadi neutron dengan peluruhan proses yang terbalik. Kesetimbangan akan bergeser ke arah inti yang lebih berat, dan lebih kaya neutron yang tidak stabil pada kerapatan seiring berjalannya waktu. Dengan meningkatnya densitas ini, inti ini menjadi lebih besar dan ikatannya berkurang. Pada kerapatan kritis sekitar 4 × 10¹⁴ kg/m³ - yang disebut “garis tetes neutron”- inti atom akan cenderung larut menjadi proton dan neutron yang tidak terikat. Jika dikompresi lebih lanjut, akhirnya akan mencapai titik di mana materi berada pada urutan massa jenis inti atom - sekitar 2 × 10 ¹⁷ kg/m³ . Pada kerapatan itu, materi akan menjadi neutron bebas, dengan hamburan cahaya proton dan elektron.

Bintang neutron

Dalam bintang biner tertentu yang mengandung katai putih, biasanya akan terjadi perpindahan massa dari bintang pendamping ke katai putih, yang akhirnya mendorongnya melewati batas Chandrasekhar. Elektron akan bereaksi terhadap proton dan akhirnya membentuk neutron dan demikian tidak lagi bisa memasok tekanan yang diperlukan untuk menahan gravitasi, yang menyebabkan bintang tersebut runtuh. Jika inti bintang sebagian besar terdiri dari karbon dan oksigen, maka keruntuhan gravitasi seperti itu akan memicu fusi karbon dan oksigen yang tak terkendali, menghasilkan supernova Tipe Ia yang sepenuhnya menghancurkan bintang tersebut sebelum keruntuhan dapat menjadi tidak dapat diubah. Jika bagian inti sebagian besar terdiri dari magnesium atau elemen yang lebih berat, keruntuhan terus berlanjut. Ketika kerapatan semakin meningkat, elektron yang tersisa bereaksi dengan proton untuk membentuk lebih banyak neutron. Keruntuhan berlanjut sampai (pada kepadatan yang lebih tinggi) neutron menjadi degenerasi. Keseimbangan baru dimungkinkan setelah bintang menyusut tiga kali lipat, menjadi hanya memiliki radius antara 10 dan 20 km, yang akhirnya membuat objek yang dinamakan bintang neutron.

Walaupun bintang neutron pertama tidak teramati sampai tahun 1967 ketika radio pulsar pertama ditemukan, bintang neutron diusulkan oleh Baade dan Zwicky pada tahun 1933, hanya satu tahun setelah neutron ditemukan pada tahun 1932. Mereka menyadari bahwa karena bintang neutron sangat padat, Runtuhnya bintang biasa menjadi bintang neutron akan membebaskan energi potensial gravitasi dalam jumlah besar, yang memberikan penjelasan yang mungkin untuk supernova. Ini merupakan penjelasan untuk supernova tipe Ib, Ic, dan II. Supernova semacam itu terjadi ketika inti besi dari bintang masif melebihi batas Chandrasekhar dan runtuh menjadi bintang neutron.

Seperti elektron, neutron adalah fermion. Oleh karena itu, mereka dapat memberikan tekanan degenerasi neutron untuk mendukung bintang neutron agar tidak runtuh. Selain itu, interaksi neutron-neutron repulsif akan memberikan tekanan tambahan. Seperti batas Chandrasekhar untuk katai putih, ada massa pembatas untuk bintang neutron: batas Tolman-Oppenheimer-Volkoff, di mana gaya-gaya ini tidak lagi cukup untuk menahan bintang. Karena gaya dalam materi hadronik padat tidak dipahami dengan baik, batas ini tidak diketahui secara pasti tetapi diperkirakan antara 2 dan 3 M_☉. Jika suatu massa bertambah lebih banyak ke sebuah bintang neutron, akhirnya batas massa ini akan tercapai dan terjadi selanjutnya tidak diketahui.

Lubang hitam

Semakin banyak massa yang terakumulasi, maka kesetimbangan terhadap keruntuhan gravitasi melebihi titik putusnya. Setelah tekanan bintang tidak cukup untuk melawan gravitasinya, kehancuran gravitasi yang dahsyat terjadi dalam hitungan milidetik. kecepatan lepas di permukaan dengan setidaknya ¹/₃ kecepatan cahaya, akan mencapai kecepatan cahaya. Pada titik itu tidak ada energi atau materi yang dapat lolos dan lubang hitam telah terbentuk. Karena semua cahaya dan materi terperangkap dalam cakrawala peristiwa, lubang hitam akan terlihat - berwarna hitam, kecuali kemungkinan radiasi Hawking yang sangat redup. Diasumsikan bahwa keruntuhan akan berlanjut di dalam cakrawala peristiwa.

Dalam teori klasik relativitas umum, singularitas gravitasi yang ditempati tidak lebih akan melebihi satu titik ketika akan terbentuk. Mungkin ada penghentian baru dari bencana keruntuhan gravitasi dengan ukuran yang sebanding dengan panjang Planck, tetapi sejauh ini tidak ada teori gravitasi yang diketahui untuk memprediksi apa yang akan terjadi. Penambahan massa ekstra ke lubang hitam akan menyebabkan jari-jari cakrawala peristiwanya meningkat secara linier dengan massa singularitas pusat. Ini akan menyebabkan perubahan tertentu pada lubang hitam, seperti mengurangi tegangan pasang surut di dekat cakrawala peristiwa, dan mengurangi kekuatan medan gravitasi di cakrawalanya. Namun, tidak akan ada perubahan kualitatif lebih lanjut dalam struktur yang terkait dengan peningkatan massa.

Model lubang hitam alternatif

Lihat pula

Referensi

^ Bhandari, Shivani; Sadler, Elaine M.; Prochaska, J. Xavier; Simha, Sunil; Ryder, Stuart D.; Marnoch, Lachlan; Bannister, Keith W.; Macquart, Jean-Pierre; Flynn, Chris (2020-06-01). "The Host Galaxies and Progenitors of Fast Radio Bursts Localized with the Australian Square Kilometre Array Pathfinder". The Astrophysical Journal. 895 (2): L37. doi:10.3847/2041-8213/ab672e. ISSN 2041-8213.
^ Creating Powerful Radio. Elsevier. 2007. hlm. 55–70. ISBN 978-0-240-51928-9.
^ Tauris, T. M.; van den Heuvel, E. P. J. Compact Stellar X-ray Sources. Cambridge: Cambridge University Press. hlm. 623–666. ISBN 978-0-511-53628-1.
^ ^a ^b ^c Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (2009-10-12). "Small, dark, and heavy: But is it a black hole?". Proceedings of Black Holes in General Relativity and String Theory — PoS(BHs, GR and Strings). Trieste, Italy: Sissa Medialab. doi:10.22323/1.075.0010.

[1] Bhandari, Shivani; Sadler, Elaine M.; Prochaska, J. Xavier; Simha, Sunil; Ryder, Stuart D.; Marnoch, Lachlan; Bannister, Keith W.; Macquart, Jean-Pierre; Flynn, Chris (2020-06-01). "The Host Galaxies and Progenitors of Fast Radio Bursts Localized with the Australian Square Kilometre Array Pathfinder". The Astrophysical Journal. 895 (2): L37. doi:10.3847/2041-8213/ab672e. ISSN 2041-8213.

[2] Creating Powerful Radio. Elsevier. 2007. hlm. 55–70. ISBN 978-0-240-51928-9.

[3] Tauris, T. M.; van den Heuvel, E. P. J. Compact Stellar X-ray Sources. Cambridge: Cambridge University Press. hlm. 623–666. ISBN 978-0-511-53628-1.

[:0-4] Visser, Matt; Barcelo, Carlos; Liberati, Stefano; Sonego, Sebastiano (2009-10-12). "Small, dark, and heavy: But is it a black hole?". Proceedings of Black Holes in General Relativity and String Theory — PoS(BHs, GR and Strings). Trieste, Italy: Sissa Medialab. doi:10.22323/1.075.0010.

[1]

[2]

[3]

[4]