Dalamastronomi, istilahBintang padat atau sering disebutBintang Kompak (ataubenda padat) (Inggris:Compact star) secara kolektif mengacu padakatai putih,bintang neutron, danlubang 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 materiatom biasa.
Bintang padat sering kali menjadi titik akhir darievolusi bintang, dan dalam hal ini juga disebutsisa-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 sebagaibintang 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 denganmagnetar yang menimbulkansupernova keruntuhan inti normal".[1][2]
Biasanya titik akhirevolusi bintang merupakan awal pembentukan bintang padat.
Sebagian besar bintang pada akhirnya akan mencapai titik akhir evolusinya yang dimana ketika tekanan radiasi luar darifusi 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 pembentukansisa bintang yang sangat padat, yang juga dikenal sebagaibintang 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 setelahBig Bang. Asal mula bintang padat yang diketahui belum ditentukan dengan pasti.
Meskipun bintang padat dapat memancarkan energi, dan dengan demikian akan mendingin dan kehilangan energi, mereka tidak bergantung pada suhu tinggi untuk mempertahankan strukturnya, seperti halnya bintang biasa. Kecuali jika terjadi gangguan eksternal danpeluruhan proton, mereka dapat bertahan hampir selamanya. Lubang hitam diyakini akan berakhir menguap dariradiasi Hawking setelah triliunan tahun. Menurut model standarkosmologi fisik, semua bintang pada akhirnya akan berevolusi menjadi bintang padat yang dingin dan gelap, pada saat Semesta memasuki era disebutera degenerasi di masa depan yang sangat jauh.
Definisibenda padat yang agak lebih luas sering kali mencakup benda padat yang lebih kecil sepertiplanet,asteroid, dankomet. Terdapat variasi yang luar biasa dari bintang dan materi gumpalan panas lainnya, tetapi semua materi di alam semesta pada akhirnya harus berakhir sebagai suatu bentuk bintang padat atauobjek subbintang, menurut interpretasi teoritistermodinamika saat ini.
Bintang-bintang yang disebutkatai putih atau kerdil putih degenerasi sebagian besar terdiri dari materi degenerasi; biasanya intinya merupakankarbon danoksigen dimana lautanelektron degenerasi berada. Katai putih muncul dari inti bintangderet utama dan oleh karena itu, mereka sangat panas saat terbentuk. Saat mendingin, warnanya akan memerah dan meredup sampai akhirnya menjadikatai 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 mendekatibatas 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 menjadiproton yang kemudian menjadineutron 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 × 1017 kg/m3 . Pada kerapatan itu, materi akan menjadi neutron bebas, dengan hamburan cahaya proton dan elektron.
Dalambintang biner tertentu yang mengandung katai putih, biasanya akan terjadi perpindahan massa dari bintang pendamping ke katai putih, yang akhirnya mendorongnya melewatibatas 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, menghasilkansupernova Tipe Ia yang sepenuhnya menghancurkan bintang tersebut sebelum keruntuhan dapat menjadi tidak dapat diubah. Jika bagian inti sebagian besar terdiri darimagnesium 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 dinamakanbintang neutron.
Walaupun bintang neutron pertama tidak teramati sampai tahun 1967 ketikaradio 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 untuksupernova. Ini merupakan penjelasan untuk supernova tipeIb,Ic, danII. 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 3M☉. Jika suatu massa bertambah lebih banyak ke sebuah bintang neutron, akhirnya batas massa ini akan tercapai dan terjadi selanjutnya tidak diketahui.
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 setidaknya1/3 kecepatan cahaya, akan mencapaikecepatan 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 kemungkinanradiasi Hawking yang sangat redup. Diasumsikan bahwa keruntuhan akan berlanjut di dalamcakrawala peristiwa.
Dalam teori klasikrelativitas 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 denganpanjang 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.
Bintang eksotis adalah bintang padat hipotetis yang terdiri dari materi sesuatu selainelektron,proton, danneutron yang seimbang terhadap keruntuhan gravitasi oleh tekanan degenerasi atau sifat kuantum lainnya. Dalam hal ini termasukbintang strange kuark (terdiri dariStrange quark) danbintang preon yang lebih spekulatif (terdiri daripreon).
Bintang eksotis bersifat hipotetis, tetapi pengamatan yang dirilis olehChandra X-Ray Observatory pada 10 April 2002 mendeteksi dua kandidat bintang Strange kuark, yaituRX J1856.5-3754 dan3C58, yang sebelumnya dianggap sebagaibintang neutron. Berdasarkan hukum fisika yang diketahui, yang pertama kali tampak namun jauh lebih kecil dan yang paling terakhir, jauh lebih dingin dari yang seharusnya, yang menunjukkan bahwa mereka terdiri dari materi yang lebih padat daripadaneutronium. Namun, pengamatan ini disambut dengan skeptis oleh para peneliti yang mengatakan bahwa hasilnya tidak meyakinkan.
Jika bintang neutron memiliki suhu tinggi, mereka akan terurai menjadi komponenquark mereka, dan membentuk materi yang dikenal sebagai materiquark. Dalam hal ini, bintang akan menyusut lebih jauh dan menjadi lebih padat, tetapi bukannya runtuh total ke dalam lubang hitam, mungkin saja bintang tersebut dapat menstabilkan dirinya sendiri dan bertahan dalam keadaan ini tanpa batas, selama tidak ada massa lagi yang bertambah. Sampai batas tertentu, akan menjadinukleon yang sangat besar. Bintang dalam keadaan hipotetis seperti ini disebut "bintang quark " atau lebih khusus lagi "bintang aneh".Pulsar3C58 telah diusulkan sebagai kemungkinan kandidat bintang quark. Sebagian besar bintang neutron diperkirakan memiliki inti yang mengandung materi quark, tetapi hal ini sulit dibuktikan karena ditentukan secara observasi.
Bintang preon adalah jenis yang bintang yang diusul dari jenis bintang padat yang terbuat daripreon, sekelompok partikel subatomik yang masih hipotetis. Bintang Preon diperkirakan memiliki kepadatan yang sangat besar, melebihi 1023 kilogram per meter kubik - antarabintang quark dan lubang hitam. Bintang Preon terbentuk dari ledakansupernova atauBig Bang; Namun, pengamatan saat ini dari akselerator partikel menentang keberadaan bintang preon.
Bintang Q adalahbintang neutron yang lebih padat hipotetis dengan keadaanmateri eksotis di mana nomor partikelnya dipertahankan dengan jari-jari kurang dari 1,5 kalijari-jari Schwarzschild yang sesuai. Bintang Q juga disebut sebagai "lubang abu-abu".
Bintang elektro lemah adalah jenis bintang teoritis dari bintang eksotis, dimana keruntuhan gravitasi dari bintang dicegah oleh tekanan radiasi yang dihasilkan dari pembakaran elektro, yaitu, energi yang dilepaskan olehpeluruhan quark menjadilepton melaluigaya elektro lemah. Proses ini terjadi di inti bintang yang hanya hanya memiliki ukuran kira-kira sebesar buah apel, namun bermassa sekitar dua massa Bumi.[5]
Bintang boson adalah objek bintang astronomi hipotetis yang terbentuk dari partikel yang disebutboson (bintang konvensional terbentuk dari fermion). Agar jenis bintang ini ada, harus ada jenis boson yang stabil dengan interaksi dirinya. Hingga 2016 tidak ada bukti signifikan bahwa bintang seperti itu ada. Namun, mereka dapat dideteksi dengan radiasi gravitasi yang dipancarkan oleh sepasang bintang boson yang saling mengorbit bersama.[6][7]
|date= (bantuan)
.Bibcode:2005PhRvD..72f5020B.doi:10.1103/PhysRevD.72.065020. .Bibcode:2005EPJC...40...15S.doi:10.1140/epjcd/s2005-03-003-y. | Pembentukan | |
|---|---|
| Nasib | |
| Dalam tata biner | |
| Sifat | |
| Terkait | |
| Tipe |  | |
|---|---|---|
| Ukuran | ||
| Formasi | ||
| Properti | ||
| Model | ||
| Masalah | ||
| Metrik | ||
| Daftar | ||
| Terkait | ||
| Bintang |  | |
|---|---|---|
| Proses bintang | ||
| Keruntuhan | ||
| Supernova | ||
| Bintang padat dan eksotis | ||
| Partikel, gaya, dan interaksi | ||
| Teori kuantum | ||
| Materi degenerasi | ||
| Topik terkait | ||
