Jaki jest ostateczny cel gwiazdy neutronowej?

Jak rozumiem, gwiazdy neutronowe rodzą się jako niezwykle jasne, niezwykle szybko wirujące rdzenie gwiazd umierających w supernowej. Jednak kilka stron internetowych mówi mi, że w ciągu kilku lat temperatura powierzchni gwiazdy neutronowej spada z kilku trylionów kelwinów do zaledwie kilku milionów kelwinów. Ponadto wraz z upływem czasu prędkość wirowania gwiazdy neutronowej również znacznie spada.

Rodzi to pytanie: jakie jest ostateczne przeznaczenie gwiazdy neutronowej? Czy zawsze pozostaje tak okropnie magnetyczny, gorący i szybki, czy też ulega degradacji do postaci zimnego, wyjątkowo gęstego rdzenia gwiazdy o znacznie słabszym polu magnetycznym, czy też niektóre jego cechy (zwłaszcza siła pola magnetycznego i spin) pozostają podwyższone poziomy na zawsze (lub co najmniej kilkaset miliardów lat)?

Rodzi to pytanie: jakie jest ostateczne przeznaczenie gwiazdy neutronowej?

Gwiazdy neutronowe nie mogą pozostać gorące na zawsze. Gwiazdy neutronowe są chłodne, ponieważ promieniują. (Nazywa się to chłodzeniem radiacyjnym.) Z wyjątkiem pola grawitacyjnego, które zniekształca czasoprzestrzeń w pobliżu gwiazdy neutronowej, większość samotnych gwiazd neutronowych powoli zanika z czasem, ostatecznie staje się zasadniczo niewidoczna. Jednym ze sposobów wykrywania tych zimnych samotnych gwiazd neutronowych jest obserwacja grawitacyjnego soczewkowania gwiazd za nimi.

Jeśli chodzi o pole magnetyczne i rotację, one również spadają z czasem. Obrót gwiazdy neutronowej powoduje powstanie pola magnetycznego, ale to pole magnetyczne obniża prędkość obrotową.

Alternatywnym przeznaczeniem gwiazd neutronowych jest zderzenie grawitacyjne i utworzenie czarnej dziury. Może się to zdarzyć na wiele sposobów. Masywna gwiazda neutronowa może ulec zapadnięciu w wyniku spowolnienia prędkości obrotowej. Początkowy szybki obrót zapobiega załamaniu grawitacyjnemu, ale to już nie działa, gdy spada prędkość obrotu gwiazdy neutronowej.

Niektóre gwiazdy neutronowe nie są izolowane. Zamiast tego są członkami wielu układów gwiezdnych. Gwiazdy neutronowe mogą pobierać materiał z gwiazdy partnerskiej i ostatecznie stają się na tyle masywne, że ulegają zapadnięciu. W końcu kilka gwiazd neutronowych krąży blisko siebie. Odkrycie tego, plik binarny Hulse-Taylor, doprowadził do nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w 1993 roku. Te blisko krążące gwiazdy neutronowe emitują fale grawitacyjne, powodując w ten sposób rozpad orbity. Te gwiazdy neutronowe ostatecznie zderzają się, po raz kolejny powodując zapadanie grawitacyjne.

Gwiazdy neutronowe mają wyjątkowo małe pojemności cieplne. Wynika to z faktu, że składają się one głównie ze zdegenerowanych fermionów, a pojemność cieplna jest dodatkowo tłumiona, jeśli zgodnie z oczekiwaniami fermiony te znajdują się w stanie nadciekłości.

Ma to (co najmniej) dwie konsekwencje:

(a) ochładzają się niezwykle szybko - w pierwszej kolejności procesy emisji neutrin są wysoce skuteczne $10^5$ około lat życia gwiazdy neutronowej, przy obniżeniu temperatury wewnętrznej do kilku $10^7$ K i temperatura powierzchni do $<10^6$ K. Następnie dominującym procesem chłodzenia są fotony emitowane z powierzchni ($\propto T^4$), a następnie gwiazdy neutronowe szybko zanikają.

(b) Jednak niska pojemność cieplna oznacza również, że łatwo jest utrzymać gwiazdę neutronową w stanie gorącym, jeśli można w jakikolwiek sposób dodać do niej energię - taką jak lepkie rozproszenie obrotu przez tarcie, akrecję od ośrodka międzygwiezdnego lub ogrzewanie omowe przez pola magnetyczne.

Żadnych izolowanych powierzchni gwiazd neutronowych nie zmierzono w temperaturach znacznie poniżej $10^6$K - tzn. Wszystkie zaobserwowane izolowane gwiazdy neutronowe są w młodym wieku. Sytuację podsumowano w rozdziale 5.7 Yakovlev i Pethick (2004) . Bez ponownego rozgrzania gwiazda neutronowa osiągnie 100 000 w zaledwie miliard lat - jest to już całkowicie niewidoczne. Mechanizmy podgrzewania muszą odgrywać pewną rolę dla starszych gwiazd neutronowych, ale jak twierdzą Jakowlew i Pethick: „Niestety nie są dostępne wiarygodne dane obserwacyjne dotyczące stanów termicznych takich gwiazd”. Podsumowując, nikt tak naprawdę nie wie w tej chwili, co długoterminowe ($>10^6$ lat) los gwiazd neutronowych zależy od ich temperatury.

Sytuacja dotycząca spinu i pola magnetycznego jest bezpieczniejsza. Nie są dostępne te same mechanizmy do spinania izolowanej gwiazdy neutronowej lub regeneracji jej pól magnetycznych. Oczekuje się, że oba ulegną rozpadowi w czasie, a szybkość rozpadu i siła pola magnetycznego są ściśle ze sobą powiązane, ponieważ mechanizm rozpraszania polega na emisji magnetycznego promieniowania dipolowego. Pole magnetyczne rozpada się przez wytwarzanie prądów, które następnie omowo rozpraszają się (zapewniając źródło ciepła) lub być może szybciej przez prądy generowane przez efekt Halla lub dyfuzję ambipolarną.

Przewiduje się, że dla czystego magnetycznego promieniowania dipolowego $\dot{\Omega} \propto \Omega^3$. Dla typowych natężeń pola magnetycznego powierzchni wynoszących$10^8$T, pulsary wirują do okresów około kilku sekund w czasie krótszym niż milion lat, w którym to momencie „aktywność pulsara” wyłącza się i nie widzimy ich więcej, chyba że są w układach binarnych i akrecji materii w celu aby je ponownie zakręcić. Niestety, jest bardzo mało dowodów obserwacyjnych, aby określić, jak szybko rozpadają się pola magnetyczne (ponieważ nie widzimy starych, izolowanych gwiazd neutronowych!). Rozpad pola B nie może być bardzo szybki, z pewnością skala czasu jest dłuższa niż$10^5$lat Teoretyczne szacunki czasów rozpadu pola B przypominają miliardy lat. Jeśli ta teoria jest słuszna, gwiazdy neutronowe nadal wirowałyby bardzo szybko, nawet po ustaniu mechanizmu pulsarowego.