Điểm đến cuối cùng của một ngôi sao neutron là gì?

Theo tôi hiểu, các sao neutron được sinh ra như những lõi sao cực kỳ sáng chói, cực kỳ nhanh chóng chết trong một siêu tân tinh. Tuy nhiên, một số trang web cho tôi biết rằng trong vòng vài năm, nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao neutron giảm từ vài nghìn tỷ kelvin xuống chỉ còn vài triệu kelvins. Hơn nữa, với thời gian trôi qua, tốc độ quay của sao neutron cũng giảm đáng kể.

Điều này đặt ra câu hỏi: vận mệnh cuối cùng của một ngôi sao neutron là gì? Có phải nó luôn luôn có từ tính khủng khiếp, nóng và quay nhanh hay nó tiếp tục biến thành một dạng lõi sao cực kỳ lạnh, cực kỳ dày đặc với từ trường yếu hơn nhiều hay làm một số tính năng của nó (đặc biệt là cường độ từ trường và quay) mãi mãi mức độ cao (hoặc ít nhất vài trăm tỷ năm)?

Điều này đặt ra câu hỏi: vận mệnh cuối cùng của một ngôi sao neutron là gì?

Sao neutron không thể nóng mãi mãi. Sao neutron mát vì chúng tỏa ra. (Điều này được gọi là làm mát bức xạ.) Ngoại trừ trường hấp dẫn của chúng làm biến dạng không thời gian trong vùng lân cận của một ngôi sao neutron, hầu hết các sao neutron đơn độc dần dần biến mất theo thời gian, cuối cùng trở nên vô hình. Một cách để phát hiện những ngôi sao neutron lạnh lẽo, đơn độc đó là quan sát thấu kính hấp dẫn của các ngôi sao đằng sau chúng.

Liên quan đến từ trường và xoay, những người quá giảm theo thời gian. Vòng quay của sao neutron là thứ tạo ra từ trường, nhưng từ trường này làm cạn kiệt tốc độ quay.

Một số phận thay thế cho các ngôi sao neutron là trải qua sự sụp đổ lực hấp dẫn và tạo thành một lỗ đen. Điều này có thể xảy ra theo một số cách. Một ngôi sao neutron khổng lồ có thể trải qua sự sụp đổ do tốc độ quay chậm của nó. Vòng quay nhanh ban đầu ngăn chặn sự sụp đổ lực hấp dẫn, nhưng nó không còn hoạt động khi tốc độ quay của sao neutron giảm.

Một số sao neutron không bị cô lập. Họ thay vào đó là thành viên của nhiều hệ thống sao. Sao neutron có thể hút vật chất từ ​​một ngôi sao đối tác và cuối cùng trở nên đủ lớn để trải qua sự sụp đổ. Cuối cùng, một vài ngôi sao neutron quay quanh nhau một cách chặt chẽ. Việc phát hiện ra điều này, nhị phân Hulse-Taylor, đã dẫn đến giải thưởng Nobel vật lý năm 1993. Những ngôi sao neutron quay gần đó phát ra sóng hấp dẫn, do đó làm cho quỹ đạo bị phân rã. Những ngôi sao neutron đó cuối cùng va chạm, một lần nữa dẫn đến sự sụp đổ lực hấp dẫn.

Sao neutron có khả năng sinh nhiệt cực nhỏ. Đó là bởi vì chúng bao gồm phần lớn các fermion thoái hóa và khả năng nhiệt tiếp tục bị triệt tiêu nếu như, như mong đợi, các fermion đó ở trạng thái siêu lỏng.

Điều này có (ít nhất) hai hậu quả:

$10^5$$10^7$$<10^6$$\propto T^4$

(b) Tuy nhiên, công suất nhiệt thấp cũng có nghĩa là dễ dàng giữ cho sao neutron nóng nếu bạn có bất kỳ cách nào để thêm năng lượng vào nó - chẳng hạn như sự phân tán nhớt của sự quay bằng ma sát, bồi tụ từ môi trường liên sao hoặc đốt nóng bằng cách từ trường.

$10^6$$>10^6$

Tình hình liên quan đến spin và từ trường là an toàn hơn. Không có các cơ chế tương tự có sẵn để quay tròn một ngôi sao neutron bị cô lập hoặc tái tạo từ trường của chúng. Cả hai dự kiến ​​sẽ phân rã theo thời gian và thực sự tốc độ kéo xuống và cường độ từ trường được kết nối mật thiết với nhau, bởi vì cơ chế kéo xuống là sự phát xạ của bức xạ lưỡng cực từ. Từ trường phân rã thông qua việc tạo ra các dòng điện sau đó tiêu tan hoàn toàn (cung cấp một nguồn nhiệt) hoặc có thể nhanh hơn thông qua các dòng điện được tạo ra bởi hiệu ứng Hall hoặc thông qua khuếch tán xung quanh.

$\dot{\Omega} \propto \Omega^3$$10^8$$10^5$năm Ước tính lý thuyết về thời gian phân rã trường B giống như hàng tỷ năm. Nếu lý thuyết này là đúng thì các sao neutron sẽ tiếp tục quay xuống rất nhanh ngay cả khi cơ chế pulsar đã ngừng hoạt động.