Bintang neutron: Perbedaan antara revisi

[[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.]]

 

 

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>_☉<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.