Mengkaji Superfluida Neutron & Superkonduktor Proton dalam Bintang Neutron

Illustrasi Artistik Superfluida 3P2 Neutron dan Superkonduktor 1S0 Proton di Dalam Inti Bintang Neutron (Gambar dibuat oleh Nano Banana AI)

Bintang neutron adalah sisa dari ledakan supernova yang terjadi ketika inti bintang masif runtuh akibat gravitasinya sendiri. Massa yang setara dengan 1,4 hingga 2 kali massa Matahari terkompresi menjadi bola dengan radius hanya sekitar 10 hingga 12 kilometer. Akibat kompresi ekstrem ini, kerapatan materi di pusatnya mencapai lima hingga sepuluh kali kerapatan inti atom biasa seperti inti besi-56 yang terdapat di pusat Bumi, atau inti uranium-238 yang digunakan dalam reaktor nuklir, yang memiliki kerapatan sekitar 2,3 × 10^14 gram per sentimeter kubik, jauh lebih rendah daripada kerapatan bintang neutron yang bisa mencapai sekitar 2,8 kali 10 pangkat 14 gram per sentimeter kubik. Pada kerapatan seperti itu, struktur atom tidak mungkin bertahan. Elektron terdesak masuk ke dalam proton membentuk neutron, sehingga hampir seluruh bintang terdiri dari neutron dengan sedikit campuran proton dan elektron yang tersisa untuk menjaga keseimbangan muatan dan tekanan.

Di dalam lingkungan ini, neutron saling berinteraksi melalui gaya nuklir kuat, yang pada jarak sangat pendek bersifat tolak-menolak, namun pada jarak menengah menjadi tarik-menarik. Interaksi tarik-menarik inilah yang menjadi kunci munculnya fenomena superfluida. Tatkala temperatur turun di bawah nilai kritis tertentu, neutron-neutron di permukaan Fermi mulai membentuk pasangan terikat. Pasangan ini, yang disebut pasangan Cooper, memiliki energi total lebih rendah daripada dua neutron bebas. Seluruh pasangan kemudian terkondensasi ke dalam satu keadaan kuantum makroskopik, menghasilkan fluida yang viskositasnya nol dan mengalir tanpa kehilangan energi. Keberadaan superfluida ini pertama kali diusulkan oleh fisikawan asal Rusia, Vitaly Ginzburg, dan kemudian dikembangkan secara teoretis oleh Alexei Abrikosov serta lainnya sebagai aplikasi dari teori BCS pada materi nuklir.

Proton yang ada dalam jumlah lebih sedikit, dengan fraksi sekitar 5 hingga 10 persen dari total massa, juga membentuk pasangan pada kondisi yang sedikit berbeda. Karena proton bermuatan listrik, pasangan ini menghasilkan superkonduktor. Dalam superkonduktor, arus listrik dapat mengalir tanpa hambatan karena pasangan Cooper bergerak koheren di bawah pengaruh medan elektromagnetik. Fenomena ini secara langsung memengaruhi struktur medan magnet bintang neutron, yang bisa mencapai kekuatan 10 pangkat 12 hingga 10 pangkat 15 Gauss, triliunan kali lebih kuat dari medan magnet Bumi. Kombinasi antara superfluida neutron dan superkonduktor proton menjadikan bintang neutron sebagai objek paling kaya fenomena kuantum di alam semesta yang dapat diamati secara tidak langsung melalui astrofisika.

Dua Fase Superfluida Neutron dan Perubahan Struktur Internal

Superfluida neutron tidak muncul sebagai satu fase tunggal di seluruh bagian bintang. Pada lapisan kerak dalam, yang berada di bawah permukaan padat besi dan inti berat, kerapatan neutron masih relatif rendah, sekitar setengah dari kerapatan nuklir normal. Di sini, pasangan neutron terbentuk dengan spin yang saling berlawanan dan momentum sudut total nol. Fase ini dinamakan 1S0, mengacu pada notasi spektroskopi yang menunjukkan keadaan singlet dengan momentum sudut orbital nol. Fase 1S0 telah dikonfirmasi melalui berbagai perhitungan menggunakan interaksi nuklir yang dikalibrasi dengan data hamburan neutron di laboratorium Bumi. Celah energi pada fase ini mencapai sekitar 0,1 hingga 0,3 MeV, yang berarti temperatur kritisnya berada pada kisaran 1 hingga 3 miliar Kelvin.

Tatkala kedalaman bertambah menuju inti luar, kerapatan meningkat melewati titik transisi sekitar 0,8 hingga 1,0 kali kerapatan nuklir. Pada titik ini, sifat tolak-menolak inti pada jarak pendek mulai mendominasi dan menghancurkan pasangan 1S0. Namun, pada saat yang sama, interaksi pada saluran momentum sudut yang lebih tinggi menjadi signifikan. Neutron mulai berpasangan dalam keadaan triplet dengan spin sejajar dan momentum sudut orbital bernilai dua, fase yang disebut 3P2. Fase ini memiliki karakter yang sangat berbeda karena pasangan tidak lagi isotropik. Kekuatan pasangan bergantung pada arah momentum relatif antara kedua neutron, sehingga celah energi memiliki variasi sudut.

Keberadaan fase 3P2 ini sangat penting karena ia mendominasi sebagian besar volume inti bintang neutron. Celah energinya berada pada rentang 0,2 hingga 0,5 MeV dengan temperatur kritis antara 2 hingga 6 miliar Kelvin. Perbedaan antara fase 1S0 dan 3P2 tidak hanya bersifat akademis. Fase 3P2 menghasilkan sifat transport yang anisotropik, yang berarti aliran superfluida merespons gaya dan rotasi secara berbeda tergantung arah. Ini memengaruhi dinamika vorteks dan bagaimana momentum sudut disimpan serta dilepaskan. Dengan demikian, menentukan wilayah mana yang berada dalam fase 1S0 dan mana yang 3P2 menjadi langkah pertama untuk memahami perilaku rotasi pulsar secara keseluruhan.

Vorteks Kuantum, Pinning, dan Mekanisme Glitch

Rotasi bintang neutron yang sangat cepat, bisa mencapai lebih dari 700 putaran per detik, memaksa superfluida neutron untuk membentuk struktur pusaran yang disebut vorteks kuantum. Dalam fluida klasik, pusaran dapat memiliki ukuran dan kekuatan sembarang. Namun dalam superfluida, setiap vorteks membawa sirkulasi yang nilainya tetap, yaitu konstanta Planck dibagi dua kali massa neutron. Karena kuantisasi ini, setiap vorteks memiliki inti dengan radius sekitar 10 hingga 100 femtometer, jauh lebih kecil daripada jarak antar vorteks yang bisa mencapai mikrometer. Akibatnya, terdapat jutaan hingga miliaran vorteks yang tersebar di seluruh interior bintang.

Vorteks-vorteks ini juga berinteraksi dengan ketidakhomogenan struktur materi di sekitarnya, terutama dengan inti-inti atom berat yang tersisa di kerak dalam dan dengan medan magnet yang terperangkap dalam superkonduktor proton. Interaksi ini menghasilkan gaya jerat atau pinning. Gaya pinning ini bergantung pada gradien kerapatan dan kekuatan celah superfluida. Tatkala bintang neutron berputar, kerak padatnya melambat akibat torka pengereman dari radiasi dipol magnetik. Namun, superfluida neutron yang tidak terjerat langsung oleh gaya elektromagnetik cenderung mempertahankan kecepatan rotasinya. Akibatnya, terjadi perbedaan kecepatan rotasi antara superfluida dan kerak, yang terus meningkat seiring waktu.

Ketika perbedaan kecepatan ini mencapai nilai kritis, gaya Magnus pada vorteks mengalahkan gaya pinning. Vorteks mulai bergerak ke luar secara kolektif dalam proses longsoran. Gerakan ini melepaskan sebagian dari momentum sudut yang tersimpan dalam superfluida ke kerak. Akibatnya, seluruh bintang mengalami percepatan rotasi mendadak dalam waktu sangat singkat. Peristiwa ini teramati dari Bumi sebagai glitch, di mana periode denyut pulsar tiba-tiba memendek sebesar satu bagian per juta hingga satu bagian per miliar. Setelah glitch, sistem memerlukan waktu relaksasi, yang bisa berlangsung dari beberapa hari hingga beberapa bulan, selama vorteks kembali menyesuaikan distribusinya dan pinning terbentuk ulang. Durasi relaksasi ini memberikan informasi tentang viskositas efektif superfluida dan kekuatan pinning rata-rata di dalam bintang.

Pendinginan, Emisi Neutrino, dan Konfrontasi dengan Observasi

Superfluiditas dan superkonduktivitas secara dramatis mengubah jalur pendinginan bintang neutron. Tanpa adanya pasangan Cooper, neutron dan proton menyumbang kapasitas panas yang besar pada suhu di atas 1 miliar Kelvin. Namun ketika pasangan terbentuk, kapasitas panas menurun secara eksponensial mengikuti fungsi yang bergantung pada celah energi dibagi temperatur. Penurunan ini menyebabkan bintang mendingin jauh lebih cepat karena energi panas hanya dapat disimpan oleh elektron dan partikel yang tidak berpasangan. Pada saat yang sama, proses emisi neutrino, yang merupakan mekanisme pendinginan dominan, juga dimodifikasi. Proses seperti reaksi Urca, di mana neutron meluruh menjadi proton dan elektron serta sebaliknya, sangat ditekan karena pasangan Cooper mengurangi jumlah states yang tersedia di dekat permukaan Fermi.

Di sisi lain, superkonduktor proton memungkinkan terjadinya emisi neutrino melalui proses yang disebut emisi neutrino akibat pemutusan pasangan Cooper atau pair breaking. Proses ini terjadi ketika pasangan proton diputus oleh eksitasi termal, menghasilkan emisi pasangan neutrino-antineutrino. Sumbangan dari proses ini bisa signifikan pada temperatur sekitar 10 hingga 30 persen dari temperatur kritis. Dengan demikian, kurva pendinginan bintang neutron sangat sensitif terhadap nilai celah energi dan fasa superfluida yang dominan. Observasi suhu permukaan dari bintang neutron tua, seperti yang dilakukan dengan teleskop sinar-X Chandra dan XMM-Newton, menunjukkan bahwa banyak bintang neutron berusia puluhan ribu tahun masih memiliki suhu permukaan sekitar setengah juta Kelvin. Data ini hanya bisa dijelaskan jika terdapat proses pendinginan yang dipercepat oleh superfluiditas dan superkonduktivitas.

Perbandingan antara model teoretis dan data observasi seperti glitch pada pulsar Vela, yang terjadi setiap 2 hingga 3 tahun dengan amplitudo sekitar 1 bagian per juta, sangat cocok dengan simulasi pelepasan vorteks dari fase superfluida 3P2 di inti luar, sementara kurva pendinginan bintang neutron Cassiopeia A yang menunjukkan penurunan suhu permukaan lebih cepat dari prediksi standar justru mengindikasikan adanya pendinginan dipercepat oleh emisi neutrino dari pemutusan pasangan Cooper pada superkonduktor proton 1S0 di lapisan yang lebih dalam, menunjukkan bahwa untuk bintang neutron dengan massa sekitar 1,4 kali massa Matahari, fase 3P2 untuk neutron dan 1S0 untuk proton adalah konfigurasi yang paling konsisten. Namun, untuk bintang yang lebih masif, di atas 1,8 kali massa Matahari, kerapatan pusatnya bisa mencapai lima kali lipat kerapatan nuklir. Pada kondisi ini, transisi ke fase superfluida yang lebih eksotis atau bahkan ke materi quark mungkin terjadi. Perdebatan ini masih terbuka dan menjadi salah satu topik paling hangat dalam astrofisika nuklir saat ini. Yang menarik adalah bahwa glitch, pendinginan, dan pengukuran massa serta radius melalui gelombang gravitasi memberikan tiga jendela independen yang saling menguatkan untuk mengungkap komposisi dan struktur internal bintang neutron.

Pada akhirnya, semua fenomena ini menunjukkan bahwa bintang neutron bukanlah benda mati statis. Ia menjadi benda kuantum raksasa yang terus berevolusi, dengan fluida superfluida yang berputar dan vorteks yang sesekali runtuh, melepaskan energi yang terdeteksi di Bumi puluhan ribu tahun kemudian. Setiap glitch yang diamati, setiap data pendinginan yang terekam, adalah potongan informasi dari inti terdalam alam semesta yang tidak dapat kita akses secara langsung. Dan di balik semua itu, teori BCS yang digeneralisasi dengan pendekatan Eliashberg tetap menjadi landasan utama, terus diuji dan disempurnakan oleh setiap pengamatan baru dari pulsar-pulsar yang berdenyut setia di angkasa.

Semoga Bermanfaat dan Terima Kasih.

Illustrasi Artistik Kopling Dinamik antara Superfluida Neutron dan Superkonduktor Proton pada Struktur Internal Bintang Neutron (Gambar dibuat oleh Nano Banana AI)