Каков конечный пункт назначения нейтронной звезды?

Как я понимаю, нейтронные звезды рождаются как чрезвычайно яркие, чрезвычайно быстро вращающиеся ядра звезд, умирающих в сверхновой. Тем не менее, несколько сайтов , скажите мне , что в течение нескольких лет, температура поверхности нейтронной звезды падает от нескольких триллионов Кельвинов , чтобы только несколько миллионов кельвинов. Кроме того, с течением времени скорость вращения нейтронной звезды также значительно уменьшается.

Возникает вопрос: какова конечная судьба нейтронной звезды? Всегда ли оно остается таким ужасно магнитным, горячим и быстрым, или оно продолжает разлагаться в какую-то форму холодного, чрезвычайно плотного звездного ядра с гораздо более слабым магнитным полем, или некоторые его особенности (особенно напряженность магнитного поля и вращение) остаются на вечно повышенный уровень (или хотя бы несколько сотен миллиардов лет)?

Возникает вопрос: какова конечная судьба нейтронной звезды?

Нейтронные звезды не могут оставаться горячими вечно. Нейтронные звезды крутятся потому что они излучают. (Это называется радиационным охлаждением.) За исключением их гравитационного поля, которое искажает пространство-время в окрестности нейтронной звезды, большинство одиноких нейтронных звезд постепенно исчезают со временем, в конце концов становясь по существу невидимыми. Один из способов обнаружения этих холодных одиноких нейтронных звезд - наблюдать гравитационное линзирование звезд позади них.

Что касается магнитного поля и вращения, то они тоже со временем падают. Вращение нейтронной звезды - это то, что создает магнитное поле, но это магнитное поле снижает скорость вращения.

Альтернативной судьбой нейтронных звезд является гравитационный коллапс и образование черной дыры. Это может произойти несколькими способами. Массивная нейтронная звезда может потерпеть крах в результате замедления скорости вращения. Начальное быстрое вращение предотвращает гравитационный коллапс, но это больше не работает, когда скорость вращения нейтронной звезды падает.

Некоторые нейтронные звезды не изолированы. Вместо этого они являются членами нескольких звездных систем. Нейтронные звезды могут извлекать материал из партнерской звезды и в конечном итоге стать достаточно массивными, чтобы претерпеть коллапс. Наконец, несколько нейтронных звезд вращаются вокруг друг друга. Открытие этого бинарного файла Хулса-Тейлора привело к Нобелевской премии 1993 года по физике. Те близко вращающиеся нейтронные звезды испускают гравитационные волны, таким образом заставляя орбиту распадаться. Эти нейтронные звезды в конечном итоге сталкиваются, что снова приводит к гравитационному коллапсу.

Нейтронные звезды обладают чрезвычайно малой теплоемкостью. Это связано с тем, что они состоят в основном из вырожденных фермионов, и теплоемкость дополнительно подавляется, если, как ожидается, эти фермионы находятся в сверхтекучем состоянии.

Это имеет (как минимум) два последствия:

(а) они очень быстро охлаждаются - процессы испускания нейтрино очень эффективны в первые лет жизни нейтронной звезды при снижении ее внутренней температуры до нескольких К и температуры поверхности до К. После этого доминирующим процессом охлаждения являются фотоны, испускаемые с поверхности ( ), и после этого нейтронные звезды быстро исчезают из поля зрения.10 7 < 10 6 ∝ T $10^5$$10^7$$<10^6$$\propto T^4$

(b) Однако низкая теплоемкость также означает, что легко поддерживать горячую нейтронную звезду, если у вас есть какой-либо способ добавления к ней энергии - такой как вязкое рассеяние вращения при трении, аккреция из межзвездной среды или омический нагрев магнитные поля.

Отдельные поверхности нейтронных звезд не были измерены при температурах значительно ниже К - т.е. все наблюдаемые изолированные нейтронные звезды находятся в молодом возрасте. Ситуация обобщена в разделе 5.7 Яковлева и Петика (2004) . Без какого-либо подогрева нейтронная звезда достигла бы 100К всего за миллиард лет - это уже совершенно невидимо. Механизмы подогрева должны играть определенную роль для более старых нейтронных звезд, но, как утверждают Яковлев и Петик: «К сожалению, нет надежных данных наблюдений о тепловых состояниях таких звезд». В заключение, на самом деле никто не знает, какова долгосрочная ( лет) судьба нейтронных звезд с точки зрения их температуры. > 10 $10^6$$>10^6$

Ситуация в отношении спина и магнитного поля более безопасна. Не существует тех же механизмов, которые можно использовать для раскрутки изолированной нейтронной звезды или регенерации их магнитных полей. Ожидается, что оба будут со временем затухать, и, действительно, скорость замедления и напряженность магнитного поля тесно связаны, поскольку механизм замедления представляет собой излучение магнитного дипольного излучения. Магнитное поле распадается за счет генерации токов, которые затем омически рассеиваются (обеспечивая источник тепла) или, возможно, быстрее за счет токов, генерируемых эффектом Холла, или амбиполярной диффузии.

Для чисто магнитного дипольного излучения можно предсказать . При типичной напряженности поверхностного магнитного поля Т пульсары вращаются до периодов около нескольких секунд менее чем за миллион лет, и в этот момент «активность пульсаров» отключается, и мы больше не можем их видеть, если только они находятся в двойных системах и аккрецируют материю, чтобы снова их раскрутить. К сожалению, существует очень мало наблюдательных данных, чтобы определить, как быстро распадаются магнитные поля (потому что мы не видим старых изолированных нейтронных звезд!). Распад B-поля не может быть очень быстрым, конечно, сроки больше10810$\dot{\Omega} \propto \Omega^3$$10^8$$10^5$года. Теоретические оценки времен распада B-поля больше похожи на миллиарды лет. Если эта теория верна, то нейтронные звезды будут продолжать вращаться очень быстро даже после прекращения действия пульсара.