Jelaskan Bintang neutron dari Bintang padat

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.