A compact object that is not a black hole may be called a degenerate star.
Bintang padat yang bukan lubang hitam bisa disebut sebagai bintang degenerasi.
In June 2020, astronomers reported narrowing down the source of fast radio bursts (FRBs), which may now plausibly include "compact-object mergers and magnetars arising from normal core collapse supernovae".
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".
The usual endpoint of stellar evolution is the formation of a compact star.
Biasanya titik akhir evolusi bintang merupakan awal pembentukan bintang padat.
Every active star will eventually evolve to a point where the outward radiation pressure from nuclear fusion in its interior can no longer counteract its own gravity.
Sebagian besar bintang pada akhirnya akan mencapai titik akhir evolusinya yang di mana ketika tekanan radiasi luar dari fusi nuklir di bagian dalamnya tidak dapat lagi menahan gaya gravitasinya.
When this happens, the star collapses under its own weight and undergoes the process of stellar death.
Ketika ini terjadi, bintang tersebut runtuh karena massanya sendiri dan mengalami proses kematian bintang.
For most stars, this will result in the formation of a very dense and compact stellar remnant, also known as a compact star.
Bagi kebanyakan bintang, hal ini akan menghasilkan pembentukan sisa bintang yang sangat padat, yang juga dikenal sebagai bintang padat.
According to the most recent understanding, compact stars could also form during the phase separations of the early Universe following the Big Bang.
Menurut pemahaman terbaru, bintang kompak juga bisa terbentuk selama pemisahan fase alam semesta awal setelah Big Bang.
Although compact objects may radiate, and thus cool off and lose energy, they do not depend on high temperatures to maintain their structure, as ordinary stars do.
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.
Barring external disturbances and proton decay, they can persist virtually forever.
Kecuali jika terjadi gangguan eksternal dan peluruhan proton, mereka dapat bertahan hampir selamanya.
Black holes are however generally believed to finally evaporate from Hawking radiation after trillions of years.
Lubang hitam diyakini akan berakhir menguap dari radiasi Hawking setelah triliunan tahun.
According to our current standard models of physical cosmology, all stars will eventually evolve into cool and dark compact stars, by the time the Universe enters the so-called degenerate era in a very distant future.
Menurut model standar kosmologi fisik, semua bintang pada akhirnya akan berevolusi menjadi bintang padat yang dingin dan gelap, pada saat Semesta memasuki era disebut era degenerasi di masa depan yang sangat jauh.
A somewhat wider definition of compact objects may include smaller solid objects such as planets, asteroids, and comets, but such usage is less common.
Definisi benda padat yang agak lebih luas sering kali mencakup benda padat yang lebih kecil seperti planet, asteroid, dan komet.
There are a remarkable variety of stars and other clumps of hot matter, but all matter in the Universe must eventually end as dispersed cold particles or some form of compact stellar or substellar object, according to thermodynamics.
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 atau objek subbintang, menurut interpretasi teoretis termodinamika saat ini.
The stars called white or degenerate dwarfs are made up mainly of degenerate matter; typically carbon and oxygen nuclei in a sea of degenerate electrons.
Bintang-bintang yang disebut katai putih atau kerdil putih degenerasi sebagian besar terdiri dari materi degenerasi; biasanya intinya merupakan karbon dan oksigen di mana lautan elektron degenerasi berada.
After the degenerate star's mass has grown sufficiently that its radius has shrunk to only a few thousand kilometers, the mass will be approaching the Chandrasekhar limit – the theoretical upper limit of the mass of a white dwarf, about 1.4 times the mass of the Sun (M☉).
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 teoretis massa katai putih, yaitu 1,4 kali massa Matahari (M☉).
The equilibrium would shift towards heavier, neutron-richer nuclei that are not stable at everyday densities.
Kesetimbangan akan bergeser ke arah inti yang lebih berat, dan lebih kaya neutron yang tidak stabil pada kerapatan seiring berjalannya waktu.
At that density the matter would be chiefly free neutrons, with a light scattering of protons and electrons.
Pada kerapatan itu, materi akan menjadi neutron bebas, dengan hamburan cahaya proton dan elektron.
In certain binary stars containing a white dwarf, mass is transferred from the companion star onto the white dwarf, eventually pushing it over the Chandrasekhar limit.
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.
Electrons react with protons to form neutrons and thus no longer supply the necessary pressure to resist gravity, causing the star to collapse.
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.
If the center of the star is composed mostly of carbon and oxygen then such a gravitational collapse will ignite runaway fusion of the carbon and oxygen, resulting in a Type Ia supernova that entirely blows apart the star before the collapse can become irreversible.
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.
If the center is composed mostly of magnesium or heavier elements, the collapse continues.
Jika bagian inti sebagian besar terdiri dari magnesium atau elemen yang lebih berat, keruntuhan terus berlanjut.
As the density further increases, the remaining electrons react with the protons to form more neutrons.
Ketika kerapatan semakin meningkat, elektron yang tersisa bereaksi dengan proton untuk membentuk lebih banyak neutron.
The collapse continues until (at higher density) the neutrons become degenerate.
Keruntuhan berlanjut sampai (pada kepadatan yang lebih tinggi) neutron menjadi degenerasi.
Although the first neutron star was not observed until 1967 when the first radio pulsar was discovered, neutron stars were proposed by Baade and Zwicky in 1933, only one year after the neutron was discovered in 1932.
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.
They realized that because neutron stars are so dense, the collapse of an ordinary star to a neutron star would liberate a large amount of gravitational potential energy, providing a possible explanation for supernovae.
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.
Such supernovae occur when the iron core of a massive star exceeds the Chandrasekhar limit and collapses to a neutron star.
Supernova semacam itu terjadi ketika inti besi dari bintang masif melebihi batas Chandrasekhar dan runtuh menjadi bintang neutron.
Like electrons, neutrons are fermions.
Seperti elektron, neutron adalah fermion.
They therefore provide neutron degeneracy pressure to support a neutron star against collapse.
Oleh karena itu, mereka dapat memberikan tekanan degenerasi neutron untuk mendukung bintang neutron agar tidak runtuh.
In addition, repulsive neutron-neutron interactions provide additional pressure.
Selain itu, interaksi neutron-neutron repulsif akan memberikan tekanan tambahan.
Like the Chandrasekhar limit for white dwarfs, there is a limiting mass for neutron stars: the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit, where these forces are no longer sufficient to hold up the star.
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.
As the forces in dense hadronic matter are not well understood, this limit is not known exactly but is thought to be between 2 and 3 M☉.
Karena gaya dalam materi hadronik padat tidak dipahami dengan baik, batas ini tidak diketahui secara pasti tetapi diperkirakan antara 2 dan 3 M☉.
If more mass accretes onto a neutron star, eventually this mass limit will be reached.
Jika suatu massa bertambah lebih banyak ke sebuah bintang neutron, akhirnya batas massa ini akan tercapai dan terjadi selanjutnya tidak diketahui.
As more mass is accumulated, equilibrium against gravitational collapse exceeds its breaking point.
Semakin banyak massa yang terakumulasi, maka kesetimbangan terhadap keruntuhan gravitasi melebihi titik putusnya.
Once the star's pressure is insufficient to counterbalance gravity, a catastrophic gravitational collapse occurs within milliseconds.
Setelah tekanan bintang tidak cukup untuk melawan gravitasinya, kehancuran gravitasi yang dahsyat terjadi dalam hitungan milidetik.
The escape velocity at the surface, already at least 1⁄3 light speed, quickly reaches the velocity of light.
kecepatan lepas di permukaan dengan setidaknya 1/3 kecepatan cahaya, akan mencapai kecepatan cahaya.
At that point no energy or matter can escape and a black hole has formed.
Pada titik itu tidak ada energi atau materi yang dapat lolos dan lubang hitam telah terbentuk.
Because all light and matter is trapped within an event horizon, a black hole appears truly black, except for the possibility of very faint Hawking radiation.
Karena semua cahaya dan materi terperangkap dalam cakrawala peristiwa, lubang hitam akan terlihat - berwarna hitam, kecuali kemungkinan radiasi
In the classical theory of general relativity, a gravitational singularity occupying no more than a point will form.
Dalam teori klasik relativitas umum, singularitas gravitasi yang ditempati tidak lebih akan melebihi satu titik ketika akan terbentuk.
There may be a new halt of the catastrophic gravitational collapse at a size comparable to the Planck length, but at these lengths there is no known theory of gravity to predict what will happen.
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.
Adding any extra mass to the black hole will cause the radius of the event horizon to increase linearly with the mass of the central singularity.
Penambahan massa ekstra ke lubang hitam akan menyebabkan jari-jari cakrawala peristiwanya meningkat secara linier dengan massa singularitas pusat.
This will induce certain changes in the properties of the black hole, such as reducing the tidal stress near the event horizon, and reducing the gravitational field strength at the horizon.
Ini akan menyebabkan perubahan tertentu pada lubang hitam, seperti mengurangi tegangan pasang surut di dekat cakrawala peristiwa, dan mengurangi kekuatan medan gravitasi di cakrawalanya.
However, there will not be any further qualitative changes in the structure associated with any mass increase.
Namun, tidak akan ada perubahan kualitatif lebih lanjut dalam struktur yang terkait dengan peningkatan massa.
Magnetospheric eternally collapsing object Dark star Primordial black holes An exotic star is a hypothetical compact star composed of something other than electrons, protons, and neutrons balanced against gravitational collapse by degeneracy pressure or other quantum properties.
Fuzzball Bintang grava Bintang energi gelap Bintang hitam Magnetosfer benda yang runtuh selamanya Bintang gelap Lubang hitam primordial Bintang eksotis adalah bintang padat hipotetis yang terdiri dari materi sesuatu selain elektron, proton, dan neutron yang seimbang terhadap keruntuhan gravitasi oleh tekanan degenerasi atau sifat kuantum lainnya.
These include strange stars (composed of strange matter) and the more speculative preon stars (composed of preons).
Dalam hal ini termasuk bintang strange kuark (terdiri dari Strange quark) dan bintang preon yang lebih spekulatif (terdiri dari preon).
Exotic stars are hypothetical, but observations released by the Chandra X-Ray Observatory on April 10, 2002, detected two candidate strange stars, designated RX J1856.5-3754 and 3C58, which had previously been thought to be neutron stars.
Bintang eksotis bersifat hipotetis, tetapi pengamatan yang dirilis oleh Chandra X-Ray Observatory pada 10 April 2002 mendeteksi dua kandidat bintang Strange kuark, yaitu RX J1856.5-3754 dan 3C58, yang sebelumnya dianggap sebagai bintang neutron.
Based on the known laws of physics, the former appeared much smaller and the latter much colder than they should, suggesting that they are composed of material denser than neutronium.
Berdasarkan hukum fisika yang diketahui, yang pertama kali tampak tetapi jauh lebih kecil dan yang paling terakhir, jauh lebih dingin dari yang seharusnya, yang menunjukkan bahwa mereka terdiri dari materi yang lebih padat daripada neutronium.
However, these observations are met with skepticism by researchers who say the results were not conclusive.
Namun, pengamatan ini disambut dengan skeptis oleh para peneliti yang mengatakan bahwa hasilnya tidak meyakinkan.
If neutrons are squeezed enough at a high temperature, they will decompose into their component quarks, forming what is known as a quark matter.
Jika bintang neutron memiliki suhu tinggi, mereka akan terurai menjadi komponen quark mereka, dan membentuk materi yang dikenal sebagai materi quark.
In this case, the star will shrink further and become denser, but instead of a total collapse into a black hole, it is possible that the star may stabilize itself and survive in this state indefinitely, so long as no more mass is added.
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.
The pulsar 3C58 has been suggested as a possible quark star.
Pulsar 3C58 telah diusulkan sebagai kemungkinan kandidat bintang quark.
Most neutron stars are thought to hold a core of quark matter but this has proven difficult to determine observationally.
Sebagian besar bintang neutron diperkirakan memiliki inti yang mengandung materi quark, tetapi hal ini sulit dibuktikan karena ditentukan secara observasi.
A preon star is a proposed type of compact star made of preons, a group of hypothetical subatomic particles.
Bintang preon adalah jenis yang bintang yang diusul dari jenis bintang padat yang terbuat dari preon, sekelompok partikel subatomik yang masih hipotetis.
Preon stars would be expected to have huge densities, exceeding 1023 kilogram per cubic meter – intermediate between quark stars and black holes.
Bintang Preon diperkirakan memiliki kepadatan yang sangat besar, melebihi 1023 kilogram per meter kubik - antara bintang quark dan lubang hitam.
Preon stars could originate from supernova explosions or the Big Bang; however, current observations from particle accelerators speak against the existence of preons.
Bintang Preon terbentuk dari ledakan supernova atau Big Bang; Namun, pengamatan saat ini dari akselerator partikel menentang keberadaan bintang preon.
Q stars are hypothetical compact, heavier neutron stars with an exotic state of matter where particle numbers are preserved with radii less than 1.5 times the corresponding Schwarzschild radius.
Bintang Q adalah bintang neutron yang lebih padat hipotetis dengan keadaan materi eksotis di mana nomor partikelnya dipertahankan dengan jari-jari kurang dari 1,5 kali jari-jari Schwarzschild yang sesuai.
Q stars are also called "gray holes".
Bintang Q juga disebut sebagai "lubang abu-abu".
An electroweak star is a theoretical type of exotic star, whereby the gravitational collapse of the star is prevented by radiation pressure resulting from electroweak burning, that is, the energy released by conversion of quarks to leptons through the electroweak force.
Bintang elektro lemah adalah jenis bintang teoretis dari bintang eksotis, di mana keruntuhan gravitasi dari bintang dicegah oleh tekanan radiasi yang dihasilkan dari pembakaran elektro, yaitu, energi yang dilepaskan oleh peluruhan quark menjadi lepton melalui gaya elektro lemah.
This process occurs in a volume at the star's core approximately the size of an apple, containing about two Earth masses.
Proses ini terjadi di inti bintang yang hanya hanya memiliki ukuran kira-kira sebesar buah apel, tetapi bermassa sekitar dua massa Bumi.
A boson star is a hypothetical astronomical object that is formed out of particles called bosons (conventional stars are formed out of fermions).
Bintang boson adalah objek bintang astronomi hipotetis yang terbentuk dari partikel yang disebut boson (bintang konvensional terbentuk dari fermion).
For this type of star to exist, there must be a stable type of boson with repulsive self-interaction.
Agar jenis bintang ini ada, harus ada jenis boson yang stabil dengan interaksi dirinya.
As of 2016 there is no significant evidence that such a star exists.
Hingga 2016 tidak ada bukti signifikan bahwa bintang seperti itu ada.
However, it may become possible to detect them by the gravitational radiation emitted by a pair of co-orbiting boson stars.
Namun, mereka dapat dideteksi dengan radiasi gravitasi yang dipancarkan oleh sepasang bintang boson yang saling mengorbit bersama.
Physical Review D. 72 (6) 065020. arXiv:hep-ph/0503194. Bibcode:2005PhRvD..72f5020B. doi:10.1103/PhysRevD.72.065020.
Physical Review D. 72 (6): 065020. arXiv:hep-ph/0503194. Bibcode:2005PhRvD..72f5020B. doi:10.1103/PhysRevD.72.065020.
Bibcode:2005EPJC...40...15S. doi:10.1140/epjcd/s2005-03-003-y. S2CID 119495444.
Bibcode:2005EPJC...40...15S. doi:10.1140/epjcd/s2005-03-003-y. Sandin, F. (2005).