Neutron stars have a radius on the order of 10 kilometers (6 miles) and a mass of about 1.4 solar masses (M☉).
Bintang neutron memiliki radius sekitar 10 kilometer (6,2 mil) dan bermassa sekitar 1,4 massa Matahari.
Stars that collapse into neutron stars typically have an initial total mass between 10 and 25 M☉ or possibly more for those that are especially rich in elements heavier than hydrogen and helium.
Bintang neutron adalah inti bintang yang telah runtuh dari sebuah bintang super raksasa masif, yang memiliki massa total antara 10 hingga 25 massa matahari, namun massanya bisa lebih jika bintang tersebut kaya akan logam.
There are thought to be around one billion neutron stars in the Milky Way, and at a minimum several hundred million, a figure obtained by estimating the number of stars that have undergone supernova explosions.
Diperkirakan terdapat sekitar satu miliar bintang neutron di Bima Sakti, dan setidaknya beberapa ratus juta, angka tersebut diperoleh dengan memperkirakan berapa jumlah bintang yang telah mengalami ledakan supernova di Bima Sakti.
Most neutron stars that have been detected are pulsars or a part of a binary system.
Beberapa bintang neutron memancarkan berkas radiasi elektromagnetik yang membuatnya dapat dideteksi sebagai pulsar.
Any main-sequence star with an initial mass of greater than 8 M☉ (eight times the mass of the Sun) has the potential to become a neutron star.
Setiap bintang deret utama dengan massa awal di atas 8 kali massa matahari (8 M☉) berpotensi menghasilkan bintang neutron.
When all nuclear fuel in the core has been exhausted, the core must be supported by degeneracy pressure alone.
Ketika semua bahan bakar nuklir di dalam inti telah habis, inti tersebut hanya didukung oleh tekanan degenerasi biasa.
Further deposits of mass from shell burning cause the core to exceed the Chandrasekhar limit.
Endapan massa lebih lanjut dari pembakaran cangkang menyebabkan intinya melebihi batas Chandrasekhar.
Electron-degeneracy pressure is overcome, and the core collapses further, causing temperatures to rise to over 5×109 K. At these temperatures, photodisintegration (the breakdown of iron nuclei into alpha particles due to high-energy gamma rays) occurs.
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.
As the temperature of the core continues to rise, electrons and protons combine to form neutrons via electron capture, releasing a flood of neutrinos.
Saat suhu naik lebih tinggi, elektron dan proton bergabung membentuk neutron melalui penangkapan elektron, menyebabkan terbentuknya samudra neutrino.
The contracting outer envelope of the star is halted and rapidly flung outwards by a flux of neutrinos produced in the creation of the neutrons, resulting in a supernova and leaving behind a neutron star.
Selubung luar bintang yang jatuh terhenti dan terlempar keluar oleh fluks neutrino yang dihasilkan dalam penciptaan neutron, dan terjadilah supernova.
As the core of a massive star is compressed during a Type II supernova or a Type Ib or Type Ic supernova, and collapses into a neutron star, it retains most of its angular momentum.
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.
Because it has only a tiny fraction of its parent's radius (sharply reducing its moment of inertia), a neutron star is formed with very high rotation speed and then, over a very long period, it slows.
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.
Neutron stars are known that have rotation periods from about 1.4 ms to 30 s.
Bintang neutron diketahui memiliki periode rotasi dari sekitar 1,4 milidetik hingga 30 detik.
The neutron star's density also gives it very high surface gravity, with typical values ranging from 1012 to 1013 m/s2 (more than 1011 times that of Earth).
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).
One measure of such immense gravity is the fact that neutron stars have an escape velocity of over half the speed of light.
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.
The neutron star's gravity accelerates infalling matter to tremendous speed, and tidal forces near the surface can cause spaghettification.
Gravitasi bintang neutron mempercepat materi yang jatuh ke kecepatan yang luar biasa.
If the remnant star has a mass exceeding the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit, approximately 2.2 to 2.9 M☉, the combination of degeneracy pressure and nuclear forces is insufficient to support the neutron star, causing it to collapse and form a black hole.
Jika sisa bintang memiliki massa melebihi batas 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.
The most massive neutron star detected so far, PSR J0952–0607, is estimated to be 2.35±0.17 M☉.
PSR J0348+0432 - bintang neutron paling masif dengan massa terbatas, 2,01 ± 0,04 M☉.
However, since neutron stars generate no new heat through fusion, they inexorably cool down after their formation.
Setelah terbentuk, bintang neutron tidak lagi aktif menghasilkan panas atau energi, dan mendingin seiring waktu; Namun, bintang neutron mungkin masih bisa berkembang lebih jauh melalui tabrakan atau akresi.
As a star's core collapses, its rotation rate increases due to conservation of angular momentum, so newly formed neutron stars typically rotate at up to several hundred times per second.
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.
The fastest-spinning neutron star known is PSR J1748−2446ad, rotating at a rate of 716 times per second or 42960 revolutions per minute, giving a linear (tangential) speed at the surface on the order of 0.24‍c (i.e., nearly a quarter the speed of light).
Bintang neutron dengan putaran tercepat yang diketahui adalah PSR J1748-2446ad, berputar dengan kecepatan 716 kali per detik atau 43.000 putaran per menit, yang memberikan kecepatan linier di permukaan dengan urutan 0,24 c (yaitu, hampir seperempat kecepatan cahaya).
Observations of the neutron star PSR J0952-0607 suggest it has a mass of 2.35±0.17 M☉.
PSR J0348+0432 - bintang neutron paling masif dengan massa terbatas, 2,01 ± 0,04 M☉.
Current understanding of the structure of neutron stars is defined by existing mathematical models, but it might be possible to infer some details through studies of neutron-star oscillations.
Pemahaman saat ini tentang struktur bintang neutron ditentukan oleh model matematika yang ada, tetapi beberapa detail dapat diambil melalui studi tentang osilasi bintang neutron.
Asteroseismology, a study applied to ordinary stars, can reveal the inner structure of neutron stars by analyzing observed spectra of stellar oscillations.
Asteroseismologi, sebuah studi yang diterapkan pada bintang biasa, dapat mengungkapkan struktur dalam bintang neutron dengan menganalisis spektrumosilasi bintang yang diamati.
Current models indicate that matter at the surface of a neutron star is composed of ordinary atomic nuclei crushed into a solid lattice with a sea of electrons flowing through the gaps between them.
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.
It is possible that the nuclei at the surface are iron, due to iron's high binding energy per nucleon.
Ada kemungkinan inti di permukaannya adalah besi, karena energi mengikat besi yang tinggi per nukleon.
It is also possible that heavy elements, such as iron, simply sink beneath the surface, leaving only light nuclei like helium and hydrogen.
Ada kemungkinan juga bahwa unsur-unsur berat, seperti besi, tenggelam begitu saja di bawah permukaan, hanya menyisakan inti ringan seperti helium dan hidrogen.
If the surface temperature exceeds 106 K (as in the case of a young pulsar), the surface should be fluid instead of the solid phase that might exist in cooler neutron stars (temperature < 106 K).
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).
As this process continues at increasing depths, the neutron drip becomes overwhelming, and the concentration of free neutrons increases rapidly.
Saat proses ini berlanjut pada kedalaman yang semakin dalam, tetesan neutron menjadi berlebihan, dan konsentrasi neutron bebas meningkat dengan cepat.
A neutron star is composed mostly of neutrons (neutral particles) and contains a small fraction of protons (positively charged particles) and electrons (negatively charged particles), as well as nuclei.
Sebagian besar model dasar ilmiah menteorikan 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.
In that region, there are nuclei, free electrons, and free neutrons.
Di wilayah tersebut terdapat inti, elektron bebas, dan neutron bebas.
The nuclei become increasingly small (pressure due to gravity overwhelming the strong force) until the core is reached, by definition the point where mostly neutrons exist.
Inti menjadi semakin kecil (gravitasi dan tekanan membanjiri gaya kuat) sampai inti tercapai, menurut definisi titik di mana sebagian besar neutron berada.
The expected hierarchy of phases of nuclear matter in the inner crust has been characterized as "nuclear pasta", with fewer voids and larger structures towards higher pressures.
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.
One model describes the core as superfluid neutron-degenerate matter (mostly neutrons, with some protons and electrons).
Salah satu model menggambarkan intinya sebagai materi superfluid degenerasi neutron (kebanyakan neutron, dengan beberapa proton dan elektron).
More exotic forms of matter are possible, including degenerate strange matter (containing strange quarks in addition to up and down quarks), matter containing high-energy pions and kaons in addition to neutrons, or ultra-dense quark-degenerate matter.
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, atau materi degenerasi kuark ultra-padat.
Neutron stars are detected from their electromagnetic radiation.
Bintang neutron dapat terdeteksi dari radiasi elektromagnetiknya.
Neutron stars are usually observed to pulse radio waves and other electromagnetic radiation, and neutron stars observed with pulses are called pulsars.
Bintang neutron biasanya diamati pada gelombang radio berdenyut dan radiasi elektromagnetik lainnya, dan bintang neutron yang diamati dengan denyut disebut pulsar.
Pulsars' radiation is thought to be caused by particle acceleration near their magnetic poles, which need not be aligned with the rotational axis of the neutron star.
Radiasi pulsar diperkirakan disebabkan oleh percepatan partikel di dekat kutub magnetnya, yang tidak perlu disejajarkan dengan sumbu rotasi bintang neutron.
It is thought that a large electrostatic field builds up near the magnetic poles, leading to electron emission.
Diperkirakan bahwa medan elektrostatik yang besar terbentuk di dekat kutub magnetnya, yang menyebabkan emisi elektron.
These electrons are magnetically accelerated along the field lines, leading to curvature radiation, with the radiation being strongly polarized towards the plane of curvature.
Elektron-elektron ini dipercepat secara magnetis di sepanjang garis medan, yang menyebabkan radiasi kelengkungan, dengan radiasi yang sangat terpolarisasi menuju bidang kelengkungan.
In addition, high-energy photons can interact with lower-energy photons and the magnetic field for electron−positron pair production, which through electron–positron annihilation leads to further high-energy photons.
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.
The radiation emanating from the magnetic poles of neutron stars can be described as magnetospheric radiation, in reference to the magnetosphere of the neutron star.
Radiasi yang berasal dari kutub magnet bintang neutron dapat digambarkan sebagai radiasi magnetosfer, mengacu pada magnetosfer bintang neutron.
If the axis of rotation of the neutron star is different from the magnetic axis, external viewers will only see these beams of radiation whenever the magnetic axis point towards them during the neutron star rotation.
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.
Therefore, periodic pulses are observed, at the same rate as the rotation of the neutron star.
Oleh karena itu, denyut periodik diamati, pada kecepatan yang sama dengan rotasi bintang neutron.
In addition to pulsars, non-pulsating neutron stars have also been identified, although they may have minor periodic variation in luminosity.
Selain pulsar, bintang neutron yang tidak berdenyut juga telah diidentifikasi, meskipun mereka mungkin memiliki variasi luminositas periodik yang jauh lebih kecil.
This seems to be a characteristic of the X-ray sources known as Central Compact Objects in supernova remnants (CCOs in SNRs), which are thought to be young, radio-quiet isolated neutron stars.
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.
In addition to radio emissions, neutron stars have also been identified in other parts of the electromagnetic spectrum.
Selain emisi radio, bintang neutron juga telah diidentifikasi di bagian lain dari spektrum elektromagnetik.
This includes visible light, near infrared, ultraviolet, X-rays, and gamma rays.
Ini termasuk cahaya tampak, inframerah dekat, ultraviolet, sinar-X dan sinar gamma.
Pulsars observed in X-rays are known as X-ray pulsars if accretion-powered, while those identified in visible light are known as optical pulsars.
Pulsar yang diamati dalam sinar-X dikenal sebagai pulsar sinar-X jika bertenaga akresi, sedangkan yang diidentifikasi dalam cahaya tampak dikenal sebagai pulsar optik.
The majority of neutron stars detected, including those identified in optical, X-ray, and gamma rays, also emit radio waves; the Crab Pulsar produces electromagnetic emissions across the spectrum.
Mayoritas bintang neutron yang terdeteksi, termasuk yang diidentifikasi dalam sinar optik, sinar-X, dan sinar gamma, juga memancarkan gelombang radio; contoh yang mengeluarkan gelombang radio adalah Pulsar
However, there exist neutron stars called radio-quiet neutron stars, with no radio emissions detected.
Namun, terdapat bintang neutron yang disebut bintang neutron radio tenang, tanpa emisi radio yang terdeteksi.
Neutron stars rotate extremely rapidly after their formation due to the conservation of angular momentum; in analogy to spinning ice skaters pulling in their arms, the slow rotation of the original star's core speeds up as it shrinks.
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.
A newborn neutron star can rotate many times a second.
Bintang neutron yang baru lahir dapat berputar berkali-kali dalam waktu satu detik.
Over time, neutron stars slow, as their rotating magnetic fields in effect radiate energy associated with the rotation; older neutron stars may take several seconds for each revolution.
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.
This is called spin-down.
Ini disebut spin down.
The rate at which a neutron star slows its rotation is usually constant and very small.
Laju lambatnya rotasi bintang neutron biasanya konstan dan sangat kecil.
The periodic time (P) is the rotational period, the time for one rotation of a neutron star.
Waktu periodik (dilabangkan P) yaitu periode rotasi atau waktu untuk satu rotasi bintang neutron.
The spin-down rate, the rate of slowing of rotation, is then given the symbol P ˙ }} (P-dot), the derivative of P with respect to time.
Laju spin-down, laju perlambatan rotasi, kemudian diberi simbol (P-dot), turunan dari P sehubungan dengan waktu.
It is defined as periodic time increase per unit time; it is a dimensionless quantity, but can be given the units of s⋅s−1 (seconds per second).
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).
The spin-down rate (P-dot) of neutron stars usually falls within the range of 10−22 to 10−9 s⋅s−1, with the shorter-period (or faster-rotating) observable neutron stars usually having smaller P-dot.
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.
As a neutron star ages, its rotation slows (P increases); eventually, the rate of rotation will become too slow to power the radio-emission mechanism, so radio emission from the neutron star can no longer be detected.
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.
P and P-dot allow lower bounds on magnetic fields of neutron stars to be estimated.
P dan P-dot memungkinkan perkiraan medan magnet minimum dari bintang neutron.
P and P-dot can be also used to calculate the characteristic age of a pulsar, but gives an estimate which is somewhat larger than the true age when it is applied to young pulsars.
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.
P and P-dot can also be combined with neutron star's moment of inertia to estimate a quantity called spin-down luminosity, which is given the symbol E ˙ }} (E-dot).
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).
It is not the measured luminosity, but rather the calculated loss rate of rotational energy that would manifest itself as radiation.
Ini bukan luminositas yang diukur, melainkan tingkat kehilangan energi rotasi yang dihitung yang akan menghitungnya dalam bentuk radiasi.
For neutron stars where the spin-down luminosity is comparable to the actual luminosity, the neutron stars are said to be "rotation-powered".
Untuk bintang neutron di mana luminositas spin-down sebanding dengan luminositas sebenarnya, bintang neutron dikatakan "bertenaga rotasi".
With neutron stars such as magnetars, where the actual luminosity exceeds the spin-down luminosity by about a factor of 100, it is assumed that the luminosity is powered by magnetic dissipation, rather than being rotation-powered.
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.
P and P-dot can also be plotted for neutron stars to create a P–P-dot diagram.
P dan P -dot juga dapat diplot untuk bintang neutron yang membuat diagram P - P- titik.
It encodes a tremendous amount of information about the pulsar population and its properties, and has been likened to the Hertzsprung–Russell diagram in its importance for neutron stars.
Ia mengkodekan sejumlah besar informasi tentang populasi pulsar dan propertinya, dan telah disamakan dengan diagram Hertzsprung-Russell dalam arti pentingnya bagi bintang neutron.
Neutron star rotational speeds can increase, a process known as spin-up.
Kecepatan rotasi bintang neutron bisa meningkat, suatu proses yang dikenal sebagai spin up.
Sometimes neutron stars absorb orbiting matter from companion stars, increasing the rotation rate and reshaping the neutron star into an oblate spheroid.
Terkadang bintang neutron menyerap materi yang mengorbit dari bintang pendamping, yang bisa meningkatkan laju rotasi dan membentuk kembali bintang neutron seperti bola oblate.
This causes an increase in the rate of rotation of the neutron star of over a hundred times per second in the case of millisecond pulsars.
Hal ini menyebabkan peningkatan laju rotasi bintang neutron hingga lebih dari seratus kali per detik dalam kasus pulsar milidetik.
The most-rapidly-rotating neutron star currently known, PSR J1748-2446ad, rotates at 716 revolutions per second.
Bintang neutron yang berotasi paling cepat yang saat ini diketahui, adalah PSR J1748-2446ad, dengan rotasi 716 putaran per detik.
A 2007 paper reported the detection of an X-ray burst oscillation, which provides an indirect measure of spin, of 1122 Hz from the neutron star XTE J1739-285, suggesting 1122 rotations a second.
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, yang menunjukkan 1122 rotasi per detik.
However, at present, this signal has only been seen once, and should be regarded as tentative until confirmed in another burst from that star.
Namun, saat ini, sinyal ini hanya terlihat sekali, dan harus dianggap tentatif (belum Menentu) sampai ledakan lain dari bintang itu dikonfirmasi.
Sometimes a neutron star will undergo a glitch, a sudden small spin-up.
Terkadang, bintang neutron akan mengalami glitch (gangguan), yaitu peningkatan kecil secara tiba tiba dari kecepatan rotasinya atau spin up.
Glitches are thought to be the effect of a starquake—as the rotation of the neutron star slows, its shape becomes more spherical.
Gangguan ini dianggap sebagai efek starquakes (atau gempa bintang) — karena rotasi bintang neutron melambat, bentuknya menjadi lebih bulat.
Due to the stiffness of the "neutron" crust, this happens as discrete events when the crust ruptures, creating a starquake similar to earthquakes.
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.
An anti-glitch, a sudden small spin-down, of a neutron star has also been reported.
"anti-glitch" (atau anti gangguan), yaitu penurunan kecil secara tiba-tiba dalam kecepatan rotasi, atau spin down, dari sebuah bintang neutron juga telah dilaporkan.
It occurred in the magnetar 1E 2259+586, that in one case produced an X-ray luminosity increase of a factor of 20, and a significant spin-down rate change.
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.
Current neutron star models do not predict this behavior.
Model bintang neutron saat ini tidak memprediksi perilaku ini.
If the cause were internal, then this suggests differential rotation of the solid outer crust and the superfluid component of the magnetar's inner structure.
Jika penyebabnya bagian internal, itu menunjukkan rotasi diferensial dari kerak luarnya yang padat dan komponen superfluida dari struktur lapisan dalam magnetar.
At present, there are about 3,200 known neutron stars in the Milky Way and the Magellanic Clouds, the majority of which have been detected as radio pulsars.
Saat ini, ada sekitar 2.000 bintang neutron yang diketahui di Bima Sakti dan Awan Magellan, yang sebagian besar telah terdeteksi sebagai pulsar radio.
Neutron stars are mostly concentrated along the disk of the Milky Way, although the spread perpendicular to the disk is large because the supernova explosion process can impart high translational speeds (400 km/s) to the newly formed neutron star.
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.
Some of the closest known neutron stars are RX J1856.5−3754, which is about 400 light-years from Earth, and PSR J0108−1431 about 424 light-years.
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 is a member of a close group of neutron stars called The Magnificent Seven.
RX J1856.5-3754 adalah anggota kelompok dekat bintang neutron yang disebut
Another nearby neutron star that was detected transiting the backdrop of the constellation Ursa Minor has been nicknamed Calvera by its Canadian and American discoverers, after the villain in the 1960 film 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.
Neutron stars are only detectable with modern technology during the earliest stages of their lives (almost always less than 1 million years) and are vastly outnumbered by older neutron stars that would only be detectable through their blackbody radiation and gravitational effects on other stars.
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.
About 5% of all known neutron stars are members of a binary system.
Sekitar 5% dari semua bintang neutron yang diketahui adalah anggota sistem biner.
The formation and evolution of binary neutron stars and double neutron stars can be a complex process.
Pembentukan dan evolusi bintang neutron biner bisa menjadi proses yang kompleks.
Neutron stars have been observed in binaries with ordinary main-sequence stars, red giants, white dwarfs, or other neutron stars.
Bintang neutron telah diamati dan memiliki pendamping yang sangat beragam, mulai dari bintang deret utama biasa, raksasa merah, katai putih, atau bintang neutron lainnya.
According to modern theories of binary evolution, it is expected that neutron stars also exist in binary systems with black hole companions.
Menurut teori modern evolusi biner, bintang neutron diharapkan juga ada dalam sistem biner yang pasangannya merupakan lubang hitam.
The merger of binaries containing two neutron stars, or a neutron star and a black hole, has been observed through the emission of gravitational waves.
Penggabungan suatu sistem biner yang berisi dua bintang neutron, atau bintang neutron dan lubang hitam, telah diamati melalui gelombang gravitasi yang dipancarkan.
Binary systems containing neutron stars often emit X-rays, which are emitted by hot gas as it falls towards the surface of the neutron star.
Sistem biner yang mengandung bintang neutron sering memancarkan sinar-X, yang dipancarkan oleh gas panas saat jatuh ke permukaan bintang neutron.
The source of the gas is the companion star, the outer layers of which can be stripped off by the gravitational field of the neutron star if the two stars are sufficiently close.
Sumber gasnya berasal dari bintang pendamping, yang lapisan luarnya dapat dilepaskan oleh gaya gravitasi bintang neutron jika kedua bintang cukup dekat.
As the neutron star accretes this gas, its mass can increase; if enough mass is accreted, the neutron star may collapse into a black hole.
Saat bintang neutron menambah gas ini, massanya bisa bertambah; jika massanya bertambah, bintang neutron dapat runtuh ke dalam lubang hitam.
Ultimately, the neutron stars will come into contact and coalesce.
bintang-bintang neutron tersebut akan bersentuhan dan kemudian menyatu.
The coalescence of binary neutron stars is one of the leading models for the origin of short gamma-ray bursts.
Penggabungan bintang-bintang neutron biner adalah salah satu model utama asal mula semburan sinar gamma pendek.
Strong evidence for this model came from the observation of a kilonova associated with the short-duration gamma-ray burst GRB 130603B, and was finally confirmed by detection of gravitational wave GW170817 and short GRB 170817A by LIGO, Virgo, and 70 observatories covering the electromagnetic spectrum observing the event.
Bukti kuat untuk model ini berasal dari pengamatan kilonova yang terkait dengan ledakan sinar gamma berdurasi pendek, yaitu GRB 130603B, 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.
The light emitted in the kilonova is believed to come from the radioactive decay of material ejected in the merger of the two neutron stars.
Cahaya yang dipancarkan dalam kilonova diyakini berasal dari peluruhan materi radioaktif yang dikeluarkan dalam penggabungan dua bintang neutron.
Pulsars can also strip the atmosphere off from a star, leaving a planetary-mass remnant, which may be understood as a chthonian planet or a stellar object depending on interpretation.
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.
For pulsars, such pulsar planets can be detected with the pulsar timing method, which allows for high precision and detection of much smaller planets than with other methods.
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.
The first exoplanets ever to be detected were the three planets Draugr, Poltergeist and Phobetor around the pulsar Lich, discovered in 1992–1994.
Exoplanet pertama yang terdeteksi adalah tiga planet Draugr, Poltergeist dan Phobetor di sekitar PSR B1257 + 12, ditemukan pada tahun 1992–1994.
Of these, Draugr is the smallest exoplanet ever detected, at a mass of twice that of the Moon.
Dari jumlah tersebut, Draugr adalah exoplanet terkecil yang pernah terdeteksi, dengan massa dua kali massa Bulan.
Another system is PSR B1620−26, where a circumbinary planet orbits a neutron star-white dwarf binary system.
Sistem lainnga adalah PSR B1620−26, di mana sebuah planet dengan orbit melingkar mengorbit sistem biner katai putih-bintang neutron.
Also, there are several unconfirmed candidates.
Juga, ada beberapa kandidat yang belum dikonfirmasi.
Pulsar planets receive little visible light, but massive amounts of ionizing radiation and high-energy stellar wind, which makes them rather hostile environments to life as presently understood.
Planet pulsar menerima sedikit cahaya tampak, tetapi sejumlah besar radiasi pengion dan angin bintang berenergi tinggi menerpanya, yang menjadikannya lingkungan yang agak tidak bersahabat.
At the meeting of the American Physical Society in December 1933 (the proceedings were published in January 1934), Walter Baade and Fritz Zwicky proposed the existence of neutron stars, less than two years after the discovery of the neutron by James Chadwick.
Pada pertemuan American Physical Society pada bulan Desember 1933 (prosiding diterbitkan pada bulan Januari 1934), Walter Baade dan Fritz Zwicky mengusulkan keberadaan bintang neutron, kurang dari dua tahun setelah penemuan neutron oleh James Chadwick.
In seeking an explanation for the origin of a supernova, they tentatively proposed that in supernova explosions ordinary stars are turned into stars that consist of extremely closely packed neutrons that they called neutron stars.
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 and Zwicky correctly proposed at that time that the release of the gravitational binding energy of the neutron stars powers the supernova: "In the supernova process, mass in bulk is annihilated".
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".
Neutron stars were thought to be too faint to be detectable and little work was done on them until November 1967, when Franco Pacini pointed out that if the neutron stars were spinning and had large magnetic fields, then electromagnetic waves would be emitted.
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.
Unknown to him, radio astronomer Antony Hewish and his graduate student Jocelyn Bell at Cambridge were shortly to detect radio pulses from stars that are now believed to be highly magnetized, rapidly spinning neutron stars, known as pulsars.
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.
In 1965, Antony Hewish and Samuel Okoye discovered "an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula".
Pada tahun 1965, Antony Hewish dan Samuel Okoye menemukan "sumber suhu kecerahan radio tinggi yang tidak biasa di Nebula Kepiting".
In 1967, Iosif Shklovsky examined the X-ray and optical observations of Scorpius X-1 and correctly concluded that the radiation comes from a neutron star at the stage of accretion.
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.
In 1967, Jocelyn Bell Burnell and Antony Hewish discovered regular radio pulses from PSR B1919+21.
Pada tahun 1967, Jocelyn Bell Burnell dan Antony Hewish menemukan pulsa radio reguler dari PSR B1919+21.
The energy source of the pulsar is the rotational energy of the neutron star.
Sumber energi pulsar berasal dari energi rotasi bintang neutron.
The majority of known neutron stars (about 2000, as of 2010) have been discovered as pulsars, emitting regular radio pulses.
Bintang neutron biasanya diamati pada gelombang radio berdenyut dan radiasi elektromagnetik lainnya, dan bintang neutron yang diamati dengan denyut disebut pulsar.
In 1971, Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier, and H. Tananbaum discovered 4.8 second pulsations in an X-ray source in the constellation Centaurus, Cen X-3.
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.
They interpreted this as resulting from a rotating hot neutron star.
Mereka menafsirkan ini sebagai akibat dari bintang neutron panas yang berputar.
The energy source is gravitational and results from a rain of gas falling onto the surface of the neutron star from a companion star or the interstellar medium.
Sumber energinya bersifat gravitasi dan dihasilkan dari hujan gas yang jatuh ke permukaan bintang neutron dari bintang pendamping atau medium antarbintang.
In 1974, Antony Hewish was awarded the Nobel Prize in Physics "for his decisive role in the discovery of pulsars" without Jocelyn Bell who shared in the discovery.
Pada tahun 1974, Antony Hewish dianugerahi Penghargaan Nobel dalam Fisika "atas perannya yang menentukan dalam penemuan pulsar" tanpa Jocelyn Bell
In 1974, Joseph Taylor and Russell Hulse discovered the first binary pulsar, PSR B1913+16, which consists of two neutron stars (one seen as a pulsar) orbiting around their center of mass.
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)
Albert Einstein's general theory of relativity predicts that massive objects in short binary orbits should emit gravitational waves, and thus that their orbit should decay with time.
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.
This was indeed observed, precisely as general relativity predicts, and in 1993, Taylor and Hulse were awarded the Nobel Prize in Physics for this discovery.
Hal ini benar-benar diamati, persis seperti prediksi relativitas umum, dan pada 1993, Taylor dan Hulse dianugerahi Penghargaan Nobel dalam Fisika untuk penemuan ini.
In 1982, Don Backer and colleagues discovered the first millisecond pulsar, PSR B1937+21.
Pada tahun 1982, Don Backer dan rekannya menemukan pulsar milidetik pertama PSR B1937+21.
This object spins 642 times per second, a value that placed fundamental constraints on the mass and radius of neutron stars.
Objek ini berputar 642 kali per detik, sebuah nilai yang menempatkan batasan fundamental pada massa dan jari-jari bintang neutron.
PSR B1937+21 remained the fastest-spinning known pulsar for 24 years, until PSR J1748-2446ad (which spins ~716 times a second) was discovered.
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.
In 2003, Marta Burgay and colleagues discovered the first double neutron star system where both components are detectable as pulsars, PSR J0737−3039.
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.
The discovery of this system allows a total of 5 different tests of general relativity, some of these with unprecedented precision.
Penemuan sistem ini memungkinkan total 5 uji relativitas umum yang berbeda, beberapa di antaranya dengan presisi yang belum pernah terjadi sebelumnya.
In 2010, Paul Demorest and colleagues measured the mass of the millisecond pulsar PSR J1614−2230 to be 1.97±0.04 M☉, using Shapiro delay.
Pada tahun 2010, Paul Demorest dan rekannya mengukur massa pulsar milidetik PSR J1614−2230 menjadi 1,97 ± 0,04 M☉, menggunakan penundaan Shapiro.
This was substantially higher than any previously measured neutron star mass (1.67 M☉, see PSR J1903+0327), and places strong constraints on the interior composition of neutron stars.
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.
In 2013, John Antoniadis and colleagues measured the mass of PSR J0348+0432 to be 2.01±0.04 M☉, using white dwarf spectroscopy.
Pada 2013, John Antoniadis dan rekannya mengukur massa PSR J0348+0432 menjadi 2,01 ± 0,04 M☉, menggunakan spektroskopi katai putih.
This confirmed the existence of such massive stars using a different method.
Ini mengkonfirmasi keberadaan bintang masif seperti itu menggunakan metode yang berbeda.
Furthermore, this allowed, for the first time, a test of general relativity using such a massive neutron star.
Lebih jauh, ini memungkinkan, untuk pertama kalinya menguji teoei relativitas umum menggunakan bintang neutron masif seperti itu.
In August 2017, LIGO and Virgo made first detection of gravitational waves produced by colliding neutron stars (GW170817), leading to further discoveries about neutron stars.
Pada Agustus 2017, LIGO dan Virgo melakukan deteksi pertama gelombang gravitasi yang dihasilkan oleh bintang neutron yang bertabrakan.
In October 2018, astronomers reported that GRB 150101B, a gamma-ray burst event detected in 2015, may be directly related to the historic GW170817 and associated with the merger of two neutron stars.
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.
In July 2019, astronomers reported that a new method to determine the Hubble constant, and resolve the discrepancy of earlier methods, has been proposed based on the mergers of pairs of neutron stars, following the detection of the neutron star merger of GW170817.
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.
Their measurement of the Hubble constant is 70.3+5.3−5.0 (km/s)/Mpc.
Pengukuran konstanta Hubble mereka sekitar 70.3+5,3−5,0(km/s)/Mpc.
There are a number of types of object that consist of or contain a neutron star: Isolated neutron star (INS): not in a binary system.
Bintang neutron Bintang neutron terisolasi (INS): bukan bagian dalam sistem biner.
Rotation-powered pulsar (RPP or "radio pulsar"): neutron stars that emit directed pulses of radiation towards us at regular intervals (due to their strong magnetic fields).
Pulsar bertenaga rotasi (RPP atau "radio pulsar"): bintang neutron yang memancarkan gelombang radiasi yang diarahkan ke kita secara berkala (karena medan magnetnya yang kuat).
Rotating radio transient (RRATs): are thought to be pulsars which emit more sporadically and/or with higher pulse-to-pulse variability than the bulk of the known pulsars.
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.
Magnetar: a neutron star with an extremely strong magnetic field (1000 times more than a regular neutron star), and long rotation periods (5 to 12 seconds).
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).
Radio-quiet neutron stars.
Bintang neutron radio-tenang.
X-ray dim isolated neutron stars.
Sinar-X meredupkan bintang neutron yang terisolasi.
Central compact objects in supernova remnants (CCOs in SNRs): young, radio-quiet non-pulsating X-ray sources, thought to be Isolated Neutron Stars surrounded by supernova remnants.
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.
"Spider Pulsar", a pulsar where their companion is a semi-degenerate star.
"Spider Pulsar", sebuah pulsar di mana pendampingnya adalah bintang semi-degenerasi.
"Black Widow" pulsar, a pulsar that falls under the "Spider Pulsar" if the companion has extremely low mass (less than 0.1 M☉).
Pulsar "Black Widow", pulsar yang berada di bawah "Spider Pulsar" jika pendampingnya memiliki massa yang sangat rendah (kurang dari 0,1 massa matahari).
X-ray burster: a neutron star with a low mass binary companion from which matter is accreted resulting in irregular bursts of energy from the surface of the neutron star.
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.
Intermediate-mass X-ray binary pulsars: a class of intermediate-mass X-ray binaries (IMXB), a pulsar with an intermediate mass star.
Pulsar biner sinar-X massa menengah: kelas biner sinar-X massa menengah (IMXB), pulsar dengan bintang bermassa menengah.
High-mass X-ray binary pulsars: a class of high-mass X-ray binaries (HMXB), a pulsar with a massive star.
Pulsar biner sinar-X bermassa tinggi: kelas biner sinar-X bermassa tinggi (HMXB), pulsar dengan bintang masif.
Binary pulsars: a pulsar with a binary companion, often a white dwarf or neutron star.
Pulsar biner: pulsar dengan pasangan biner, sering kali berupa bintang katai putih atau bintang neutron.
Thorne–Żytkow object: currently a hypothetical merger of a neutron star into a red giant star.
Bintang eksotis Objek Thorne – Żytkow: saat ini merupakan penggabungan hipotetis dari bintang neutron dengan bintang raksasa merah.
Quark star: currently a hypothetical type of neutron star composed of quark matter, or strange matter.
Bintang neutron Strange quark star: saat ini merupakan tipe hipotetis bintang neutron yang terdiri dari materi quark, atau Strange Quark.
As of 2018, there are three candidates found.
Hingga 2018, ada tiga kandidat.
Electroweak star: currently a hypothetical type of extremely heavy neutron star, in which the quarks are converted to leptons through the electroweak interaction, but the gravitational collapse of the neutron star is prevented by radiation pressure.
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.
As of 2018, there is no evidence for their existence.
Hingga 2018, tidak ada bukti keberadaan mereka.
Preon star: currently a hypothetical type of neutron star composed of preon matter.
Bintang Preon: saat ini merupakan tipe hipotetis dari bintang neutron yang terdiri dari materi preon.
As of 2018, there is no evidence for the existence of preons.
Sampai 2018, tidak ada bukti keberadaan preon.
The Nuclear Physics of Neutron Stars.
Bintang neutron radio-tenang.
"NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake".
NASA on pulsars "NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake".