Pendahuluan

Bintang neutron adalah salah satu cara alam semesta menunjukkan bahwa benda yang tampak sederhana—“sebuah bintang yang sudah mati”—dapat menyimpan fisika paling ekstrem yang kita ketahui. Dalam bahasa sehari-hari, bintang neutron dapat dibayangkan sebagai sisa inti bintang besar yang runtuh sampai sangat padat: massanya sebanding dengan massa Matahari, tetapi ukurannya hanya kira-kira sebesar kota. Gambaran itu belum lengkap, tetapi cukup untuk membuka pintu.

Di Bumi, kita terbiasa melihat materi sebagai sesuatu yang “berjarak”: atom memiliki inti yang sangat kecil dan elektron yang menempati daerah jauh lebih besar di sekitarnya. Meja tampak padat, batu terasa keras, dan tubuh kita tidak menembus lantai karena gaya elektromagnetik dan prinsip kuantum mencegah materi biasa saling bertumpuk begitu saja. Namun di bintang neutron, materi dipaksa oleh gravitasi ke keadaan fisis yang jauh melampaui pengalaman sehari-hari. Kerapatannya mendekati dan dapat melebihi kerapatan inti atom, sehingga bintang neutron menjadi laboratorium alam untuk fisika nuklir, relativitas umum, plasma relativistik, medan magnet ekstrem, dan gelombang gravitasi. Tinjauan klasik dan modern tentang struktur serta sifat bintang neutron dapat ditemukan, misalnya, dalam Shapiro dan Teukolsky, serta Haensel, Potekhin, dan Yakovlev (Shapiro & Teukolsky, 1983; Haensel et al., 2007).

Buku ini dimulai dengan bahasa sehari-hari karena intuisi tetap penting, bahkan pada tingkat pascasarjana. Akan tetapi, intuisi sehari-hari harus dipakai dengan hati-hati. Bintang neutron bukan “bola batu yang sangat berat”, bukan “atom raksasa”, dan bukan “lubang hitam kecil yang belum jadi”. Ia adalah objek kompak: objek astrofisika yang massanya besar tetapi radiusnya kecil sehingga gravitasi permukaannya sangat kuat dan relativitas umum tidak dapat diabaikan. Dalam banyak model, bintang neutron memiliki massa sekitar satu hingga dua kali massa Matahari dan radius sekitar belasan kilometer; nilai pastinya bergantung pada persamaan keadaan materi superpadat, yaitu hubungan antara tekanan, kerapatan, temperatur, dan komposisi materi di dalamnya (Lattimer & Prakash, 2004; Özel & Freire, 2016).

Istilah persamaan keadaan akan sering muncul dalam buku ini. Secara sederhana, persamaan keadaan adalah “aturan bahan”. Untuk gas ideal di ruang kelas, aturan sederhananya adalah hubungan antara tekanan, volume, dan temperatur. Untuk air, baja, atau udara, aturan bahannya berbeda. Untuk materi di dalam bintang neutron, aturan itu jauh lebih sulit karena materi berada pada kerapatan nuklir, banyak partikel bergerak secara relativistik, dan efek mekanika kuantum menentukan tekanan. Jika kita tidak mengetahui persamaan keadaan dengan tepat, kita juga tidak mengetahui dengan tepat seberapa besar radius bintang neutron untuk massa tertentu, berapa massa maksimum yang masih stabil, dan apakah inti terdalamnya berisi neutron saja atau fase materi lain seperti hiperon, kondensat meson, atau materi kuark (Haensel et al., 2007; Lattimer & Prakash, 2016).

Sebelum masuk ke teknis, mari mulai dari pertanyaan paling dasar: mengapa bintang neutron ada?

Sebuah bintang bersinar karena di pusatnya terjadi reaksi nuklir. Reaksi ini mengubah inti atom ringan menjadi inti atom yang lebih berat dan melepaskan energi. Energi itu menghasilkan tekanan yang menahan gravitasi. Selama tekanan dari dalam cukup kuat, bintang tidak runtuh. Dalam arti fisis, bintang adalah sistem yang sedang menjaga keseimbangan antara dorongan tekanan ke luar dan tarikan gravitasi ke dalam. Keseimbangan semacam ini disebut keseimbangan hidrostatik. Kata “hidrostatik” tidak berarti bintang terbuat dari air; dalam fisika, istilah ini merujuk pada keseimbangan fluida, yaitu materi yang dapat mengalir, ketika gaya tekanan dan gravitasi saling menahan.

Untuk bintang masif, evolusi akhirnya berbeda dari Matahari. Bintang masif dapat membangun inti besi. Besi penting karena fusi inti besi menjadi inti yang lebih berat tidak lagi menjadi sumber energi yang efisien bagi bintang. Ketika inti tidak lagi memperoleh penopang tekanan yang cukup, gravitasi menang. Inti runtuh. Dalam keruntuhan inti bintang masif, elektron dan proton dapat bergabung membentuk neutron dan neutrino melalui proses yang pada tingkat partikel dapat ditulis secara skematis sebagai:

\[ p + e^- \rightarrow n + \nu_e . \]

Di sini \(p\) adalah proton, \(e^-\) adalah elektron, \(n\) adalah neutron, dan \(\nu_e\) adalah neutrino elektron. Neutrino adalah partikel elementer yang sangat sukar berinteraksi dengan materi biasa. Dalam supernova runtuh-inti, neutrino membawa energi sangat besar keluar dari inti dan memainkan peran penting dalam dinamika ledakan, meskipun detail mekanismenya memerlukan simulasi numerik relativistik dan fisika neutrino yang kompleks (Janka, 2012).

Hasil keruntuhan itu dapat berupa bintang neutron, atau jika massa inti terlalu besar dan tekanan tidak mampu menahan gravitasi, lubang hitam. Di sinilah bintang neutron berada: di antara bintang biasa dan lubang hitam. Ia masih memiliki permukaan fisis dalam pengertian bahwa materi bintang berakhir pada lapisan luar yang sangat tipis dibanding radiusnya, tetapi gravitasinya begitu kuat sehingga cahaya yang keluar dari permukaannya mengalami pergeseran merah gravitasi. Artinya, foton yang keluar kehilangan energi saat memanjat medan gravitasi; panjang gelombangnya bertambah dan warnanya bergeser ke arah merah. Efek ini adalah konsekuensi relativitas umum, teori gravitasi Einstein yang menggambarkan gravitasi bukan sebagai gaya biasa dalam ruang, melainkan sebagai geometri ruang-waktu (Shapiro & Teukolsky, 1983).

Sejarah gagasan bintang neutron juga menarik. Tidak lama setelah neutron ditemukan sebagai partikel netral di dalam inti atom, Baade dan Zwicky mengusulkan bahwa supernova dapat menandai transisi bintang biasa menjadi bintang neutron, dan bahwa proses itu berkaitan dengan energi sinar kosmik (Baade & Zwicky, 1934). Gagasan ini sangat berani untuk masanya, karena objek semacam itu belum diamati langsung. Beberapa dekade kemudian, penemuan sumber radio yang berdenyut sangat teratur—pulsar—memberikan petunjuk observasional kuat. Hewish dan rekan-rekannya melaporkan sumber radio berdenyut cepat pada 1968, dan Thomas Gold segera menafsirkan pulsar sebagai bintang neutron berotasi (Hewish et al., 1968; Gold, 1968). Kini, pulsar adalah salah satu jendela utama untuk mempelajari bintang neutron.

Namun tidak semua bintang neutron tampak sebagai pulsar radio. Kata pulsar merujuk pada sumber yang tampak berdenyut karena berkas radiasinya menyapu garis pandang kita, mirip lampu mercusuar. Jika berkas itu tidak mengarah ke Bumi, atau jika mekanisme emisinya tidak aktif pada pita radio, bintang neutron tersebut mungkin tidak teramati sebagai pulsar radio. Ada pula magnetar, yaitu bintang neutron dengan medan magnet sangat kuat yang dapat menghasilkan letupan sinar-X dan sinar gamma. Ada bintang neutron dalam sistem biner yang memakan materi dari bintang pendampingnya. Ada juga bintang neutron tua yang dingin dan redup sehingga sulit ditemukan. Dengan kata lain, “bintang neutron” adalah kelas objek fisis, sedangkan “pulsar”, “magnetar”, dan “pulsar sinar-X” adalah cara-cara tertentu objek itu menampakkan diri.

Mengapa kita perlu mempelajari bintang neutron secara serius?

Pertama, bintang neutron menguji fisika pada kerapatan ekstrem. Laboratorium di Bumi dapat mempelajari inti atom dan tumbukan ion berat, tetapi tidak dapat membuat bola materi nuklir berukuran belasan kilometer dengan gravitasi relativistik. Karena itu, observasi astronomi menjadi bagian dari eksperimen. Massa, radius, pendinginan, rotasi, glitch pulsar, dan gelombang gravitasi semuanya memberi petunjuk tentang keadaan fisis materi superpadat.

Kedua, bintang neutron menghubungkan skala mikroskopik dan kosmik. Interaksi antarpartikel di tingkat femtometer—ukuran inti atom—dapat memengaruhi radius bintang yang berukuran kilometer. Misalnya, jika tekanan materi nuklir pada kerapatan tinggi lebih besar, bintang neutron cenderung memiliki radius lebih besar untuk massa tertentu. Jika tekanan terlalu kecil, bintang lebih kompak dan mungkin tidak mampu menahan massa besar. Hubungan antara dunia partikel dan dunia astronomi inilah yang membuat bintang neutron menjadi objek lintas bidang: fisika nuklir, astrofisika, relativitas umum, statistik, dan komputasi bertemu dalam satu persoalan.

Ketiga, bintang neutron kini menjadi pusat astronomi multimessenger. Multimessenger berarti kita mempelajari peristiwa astrofisika melalui lebih dari satu “pembawa pesan”: cahaya elektromagnetik, gelombang gravitasi, neutrino, dan kadang sinar kosmik. Peristiwa GW170817, yaitu gelombang gravitasi dari penggabungan dua bintang neutron yang dilaporkan oleh kolaborasi LIGO dan Virgo pada 2017, menjadi tonggak besar karena disertai padanan elektromagnetik dari sinar gamma hingga kilonova optik dan inframerah (Abbott et al., 2017a; Abbott et al., 2017b). Peristiwa seperti ini membantu membatasi sifat materi padat dan menunjukkan bahwa penggabungan bintang neutron berkaitan dengan pembentukan unsur berat melalui proses-r, yaitu proses penangkapan neutron cepat (Metzger, 2019).

Buku ini akan bergerak secara bertahap. Bab 1 dan Bab 2 membangun gambaran awal: apa itu bintang neutron dan bagaimana memahami skalanya tanpa kehilangan ketelitian fisis. Kita akan menggunakan perbandingan sehari-hari, tetapi setiap perbandingan akan diberi batas. Misalnya, mengatakan “satu sendok materi bintang neutron sangat berat” dapat membantu intuisi, tetapi sebenarnya materi bintang neutron tidak dapat begitu saja disendok dan dibawa ke Bumi; keadaan fisisnya bergantung pada tekanan gravitasi luar biasa di dalam bintang.

Bab-bab berikutnya membahas asal-usul bintang neutron dari evolusi bintang masif dan supernova runtuh-inti. Setelah itu kita masuk ke fondasi struktur bintang: tekanan, gravitasi, keseimbangan hidrostatik, materi degenerat, dan relativitas umum. Istilah materi degenerat berarti materi yang tekanannya terutama muncul dari prinsip pengecualian Pauli, bukan dari panas biasa. Prinsip pengecualian Pauli menyatakan bahwa fermion identik—seperti elektron, proton, dan neutron—tidak dapat menempati keadaan kuantum yang sama secara persis. Akibatnya, bahkan pada temperatur rendah, fermion yang dipaksa masuk ke volume kecil dapat menghasilkan tekanan kuantum. Tekanan inilah yang penting dalam kata “neutron” pada bintang neutron, meskipun bintang neutron tidak tersusun dari neutron murni.

Pada bagian tengah buku, kita akan membahas persamaan Tolman–Oppenheimer–Volkoff, atau persamaan TOV. Ini adalah versi relativistik dari keseimbangan hidrostatik untuk bintang bulat statik. Dalam bahasa sehari-hari, persamaan TOV menjawab pertanyaan: “Jika materi sepadat ini memiliki tekanan tertentu pada setiap kerapatan, bagaimana bentuk bintang yang bisa seimbang menurut relativitas umum?” Dari sana muncul hubungan massa-radius dan gagasan batas massa maksimum. Batas ini bukan sekadar angka; ia adalah pernyataan tentang kapan tekanan internal tidak lagi cukup untuk menahan runtuhnya ruang-waktu menuju lubang hitam.

Kemudian kita akan melihat anatomi bintang neutron: atmosfer, kerak luar, kerak dalam, fase pasta nuklir, inti luar, dan kemungkinan inti dalam eksotik. Kata pasta nuklir terdengar tidak biasa, tetapi dipakai dalam literatur untuk menyebut konfigurasi inti nuklir yang dapat menyerupai lembaran, tabung, atau struktur kompleks lain pada kerak dalam. Nama itu analogi bentuk, bukan berarti ada bahan kimia seperti pasta makanan.

Setelah struktur internal, buku beralih ke gejala yang tampak dari luar: medan magnet ekstrem, rotasi cepat, pulsar, magnetosfer, emisi elektromagnetik, sistem biner, pendinginan, glitch, dan gelombang gravitasi. Glitch adalah lonjakan tiba-tiba laju rotasi pulsar. Secara intuitif, fenomena ini memberi tanda bahwa bagian dalam bintang neutron tidak sepenuhnya berputar seperti benda tegar biasa; ada komponen superfluida dan kopling dinamis antara kerak dan interior. Superfluida adalah keadaan fisis fluida kuantum yang dapat mengalir tanpa viskositas biasa dalam kondisi tertentu. Dalam bintang neutron, konsep ini bukan hiasan, tetapi bagian dari upaya menjelaskan data timing pulsar.

Akhir buku membawa kita ke pertanyaan yang masih terbuka: apa isi inti terdalam bintang neutron? Berapa massa maksimum yang mungkin? Bagaimana magnetar memperoleh dan mempertahankan medan magnetnya? Bagaimana tepatnya pulsar menghasilkan berkas radio? Apakah ada bintang kuark yang stabil? Bagaimana data gelombang gravitasi, sinar-X, eksperimen nuklir, dan inferensi Bayesian digabungkan untuk menyempitkan ketidakpastian? Pertanyaan-pertanyaan ini belum seluruhnya selesai, dan justru itulah daya tariknya.

Sebagai pembaca tingkat pascasarjana, Anda mungkin sudah akrab dengan mekanika klasik, elektromagnetisme, mekanika kuantum, termodinamika, fisika statistik, atau relativitas. Namun buku ini tidak menganggap semua pembaca datang dari jalur yang sama. Setiap istilah utama akan diperkenalkan dari gagasan dasar, lalu dinaikkan tingkat ketelitiannya. Kita akan menggunakan persamaan ketika persamaan memang memperjelas, bukan sekadar membuat teks tampak formal. Kita juga akan menjaga pemisahan antara tiga hal: apa yang sudah diketahui kuat dari teori dan observasi, apa yang bergantung pada model, dan apa yang masih menjadi pertanyaan riset.

Sikap membaca yang paling berguna adalah sebagai berikut: bayangkan bintang neutron sebagai objek nyata, bukan sekadar topik kuliah. Ia lahir dari kematian bintang masif, mungkin bergerak cepat melintasi Galaksi karena tendangan natal saat supernova, berputar puluhan hingga ratusan kali per detik, memancarkan radiasi dari magnetosfernya, mendingin selama jutaan tahun, kadang mengalami glitch, kadang hidup dalam sistem biner, dan kadang bertabrakan dengan bintang neutron lain untuk menghasilkan gelombang gravitasi serta unsur berat. Setiap gejala itu adalah petunjuk. Tugas fisika adalah menyusun petunjuk-petunjuk tersebut menjadi model fisis yang konsisten.

Dengan bekal itu, kita siap masuk ke Bab 1: apa itu bintang neutron, dijelaskan dari bahasa sehari-hari tetapi diarahkan menuju fisika yang presisi.

References

Abbott, B. P., Abbott, R., Abbott, T. D., et al. (2017a). GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral. Physical Review Letters, 119, 161101.

Abbott, B. P., Abbott, R., Abbott, T. D., et al. (2017b). Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger. The Astrophysical Journal Letters, 848, L12.

Baade, W., & Zwicky, F. (1934). Cosmic Rays from Super-novae. Proceedings of the National Academy of Sciences, 20(5), 259–263.

Gold, T. (1968). Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources. Nature, 218, 731–732.

Haensel, P., Potekhin, A. Y., & Yakovlev, D. G. (2007). Neutron Stars 1: Equation of State and Structure. Springer.

Hewish, A., Bell, S. J., Pilkington, J. D. H., Scott, P. F., & Collins, R. A. (1968). Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source. Nature, 217, 709–713.

Janka, H.-T. (2012). Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae. Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 407–451.

Lattimer, J. M., & Prakash, M. (2004). The Physics of Neutron Stars. Science, 304(5670), 536–542.

Lattimer, J. M., & Prakash, M. (2016). The Equation of State of Hot, Dense Matter and Neutron Stars. Physics Reports, 621, 127–164.

Metzger, B. D. (2019). Kilonovae. Living Reviews in Relativity, 23, 1.

Özel, F., & Freire, P. (2016). Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 54, 401–440.

Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (1983). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley.