中性子星の最終的な目的地は何ですか？

私が理解しているように、中性子星は、超新星で死滅する星の非常に明るく、非常に高速で回転するコアとして生まれます。しかし、いくつかのウェブサイトは、数年の歳月の中、中性子星の表面温度は数から落ちることを教え兆へのケルビンだけで数百万ケルビン。さらに、時間の経過とともに中性子星の回転速度も大幅に低下します。

これは問題を提起します：中性子星の最終的な運命は何ですか？それは常にひどく磁気的で、熱くて高速で回転し続けますか、それともずっと弱い磁場を持つ何らかの形の冷たい、非常に密な星のコアに劣化し続けますか？永遠に（または少なくとも数千億年）高レベル？

これは問題を提起します：中性子星の最終的な運命は何ですか？

中性子星は永遠に熱くなり続けることはできません。中性子星は放射するので冷えます。（これは放射冷却と呼ばれます。）中性子星の近くで時空をゆがめる重力場を除いて、ほとんどの孤立した中性子星は時間とともにゆっくりと消え、最終的には本質的に見えなくなります。それらの冷たく孤立した中性子星を検出する1つの方法は、それらの後ろにある星の重力レンズ効果を観察することです。

磁場と回転に関しては、それらも時間とともに低下します。磁場を作成するのは中性子星の回転ですが、この磁場は回転速度を低下させます。

中性子星の別の運命は、重力崩壊を受けてブラックホールを形成することです。これはさまざまな方法で発生します。巨大な中性子星は、その回転速度の低下の結果として崩壊する可能性があります。最初の急速な回転は重力崩壊を食い止めますが、中性子星の回転速度が低下するともはや機能しなくなります。

一部の中性子星は孤立していません。代わりに、複数の星系のメンバーです。中性子星は、パートナーの星から物質を引き出し、最終的には崩壊するのに十分な大きさになる可能性があります。最後に、いくつかの中性子星が互いに周回しています。これを発見したフルステイラーバイナリは、1993年のノーベル物理学賞を受賞しました。接近して軌道を回る中性子星は重力波を放出し、それによって軌道を崩壊させます。それらの中性子星は最終的に衝突し、再び重力崩壊を引き起こします。

中性子星の熱容量は非常に小さいです。これは、それらが主に縮退したフェルミオンで構成され、予想どおり、それらのフェルミオンが超流動状態にある場合、熱容量がさらに抑制されるためです。

これには（少なくとも）2つの影響があります。

（a）それらは非常に急速に冷却されます-ニュートリノ放出プロセスは、中性子星の寿命の最初の年程度で、その内部温度を数 Kに下げ、表面温度を下げるのに非常に効果的です 6K。その後、主要な冷却プロセスは表面から放出される光子（）であり、中性子星はその後急速に見えなくなります。$10^5$$10^7$$<10^6$$\propto T^4$

（b）ただし、熱容量が小さいことは、中性子星にエネルギーを追加する方法があれば、中性子星を高温に保ちやすいことも意味します。たとえば、摩擦による回転の粘性散逸、星間物質からの降着、または磁場。

孤立した中性子星の表面は Kをはるかに下回る温度で測定されていません。つまり、観測された孤立した中性子星はすべて若い年齢のものです。状況はYakovlev＆Pethick（2004）のセクション5.7に要約されています。再加熱がなければ、中性子星はわずか10億年で10万に到達します。これはすでに完全に見えません。再加熱メカニズムは古い中性子星に何らかの役割を果たす必要がありますが、Yakovlev＆Pethickは「残念ながら、そのような星の熱状態に関する信頼できる観測データはありません」と述べています。結論として、現在のところ、中性子星の長期（年）の運命が温度の観点から何であるかは、実際には誰にもわかりません。$10^6$$>10^6$

スピンと磁場に関する状況はより安全です。孤立した中性子星をスピンアップしたり、それらの磁場を再生したりするために利用できる同じメカニズムはありません。スピンダウンのメカニズムは磁気双極子放射の放出であるため、どちらも時間とともに減衰することが予想され、実際にスピンダウン率と磁場強度は密接に関連しています。磁場は電流の生成によって減衰し、その後、オームで消散（熱源を提供）するか、ホール効果または両極性拡散によって生成された電流を介して、おそらくより速く減衰します。

純粋な磁気双極子放射の場合、予測します。典型的な表面磁場強度が Tの場合、パルサーは100万年以内に数秒程度の期間までスピンダウンし、その時点で「パルサーアクティビティ」がオフになり、それ以上は表示されません。それらはバイナリシステムにあり、それらを再びスピンアップするために問題を付加しています。残念ながら、磁場の減衰の速さを特定する観測的証拠はほとんどありません（古い孤立した中性子星が見えないためです）。Bフィールドの減衰は非常に速くなることはできません。確かにタイムスケールはより長くなります$\dot{\Omega} \propto \Omega^3$$10^8$$10^5$年。Bフィールド減衰タイムスケールの理論的推定は、数十億年に似ています。この理論が正しければ、パルサーのメカニズムが停止した後でも、中性子星は非常に急速にスピンダウンし続けます。