Bir nötron yıldızının son hedefi nedir?

Anladığım kadarıyla, nötron yıldızları bir süpernovada ölen son derece parlak, son derece hızlı dönen yıldız çekirdekleri olarak doğarlar. Bununla birlikte, birkaç web sitesi bana bir kaç yıl içinde bir nötron yıldızının yüzey sıcaklığının birkaç trilyon kelvin'den sadece birkaç milyon kelvine düştüğünü söylüyor. Ayrıca, zaman geçtikçe, nötron yıldızının dönme hızı da önemli ölçüde azalır.

Bu şu soruyu gündeme getirir: bir nötron yıldızının son kaderi nedir? Her zaman çok manyetik, sıcak ve hızlı eğirme mi kalır yoksa çok daha zayıf bir manyetik alana sahip soğuk, aşırı yoğun bir yıldız çekirdeği olarak bozulmaya devam eder mi veya bazı özelliklerini (özellikle manyetik alan kuvveti ve spin) sonsuza dek yüksek seviyelerde (ya da en az yüz milyarlarca yıl)

Bu şu soruyu gündeme getirir: bir nötron yıldızının son kaderi nedir?

Nötron yıldızları sonsuza kadar sıcak kalamaz. Nötron yıldızları serin çünkü yayıyorlar. (Buna radyasyonlu soğutma denir.) Bir nötron yıldızı çevresindeki uzay zamanını bozan yerçekimi alanı dışında, çoğu yalnız nötron yıldızı zamanla yavaşça kaybolur ve sonunda esasen görünmez hale gelir. Bu soğuk, yalnız nötron yıldızlarını tespit etmenin bir yolu, arkasındaki yıldızların yerçekimi merceklerini gözlemlemektir.

Manyetik alan ve dönme ile ilgili olarak, bunlar da zamanla düşer. Bir nötron yıldızının dönüşü manyetik alanı oluşturan şeydir, ancak bu manyetik alan dönüş hızını boşaltır.

Nötron yıldızları için alternatif bir kader, yerçekimi çöküşünden geçmek ve bir kara delik oluşturmaktır. Bu birkaç şekilde olabilir. Devasa bir nötron yıldızı, yavaşlayan dönme hızının bir sonucu olarak çökebilir. İlk hızlı dönüş yerçekimi çöküşünü ortadan kaldırır, ancak nötron yıldızının dönüş hızı düştüğünde artık çalışmaz.

Bazı nötron yıldızları izole değildir. Bunun yerine çoklu yıldız sistemlerinin üyeleridir. Nötron yıldızları bir ortak yıldızdan malzeme çekebilir ve sonunda çökmeye uğrayacak kadar büyük hale gelebilir. Son olarak, birkaç nötron yıldızı birbirine yakın yörüngede. Bunun keşfi, Hulse-Taylor ikili, 1993 Nobel Fizik Ödülü'ne yol açtı. Nötron yıldızlarının yakın yörüngesinde olanlar yerçekimi dalgaları yayarlar, böylece yörüngenin bozulmasına neden olurlar. Bu nötron yıldızları nihayetinde çarpışır ve bir kez daha yerçekimi çöküşüyle ​​sonuçlanır.

Nötron yıldızları son derece küçük ısı kapasitelerine sahiptir. Bunun nedeni, büyük ölçüde dejenere fermiyonlardan oluşması ve beklendiği gibi, bu fermiyonların aşırı akışkan bir durumda olması durumunda ısı kapasitesinin daha fazla bastırılmasıdır.

Bunun (en azından) iki sonucu vardır:

(a) son derece hızlı soğurlar - ilk olarak nötrino emisyon süreçleri oldukça etkilidir $10^5$ bir nötron yıldızının ömrünü yıllarca, iç sıcaklığını birkaç dereceye düşürerek $10^7$ K ve yüzey sıcaklığı $<10^6$ K. Bundan sonra, baskın soğutma işlemi yüzeyden yayılan fotonlardır ($\propto T^4$) ve daha sonra nötron yıldızları hızla kaybolur.

(b) Bununla birlikte, düşük ısı kapasitesi, herhangi bir enerji eklemenin bir yolu varsa, bir nötron yıldızını sıcak tutmanın kolay olduğu anlamına gelir - örneğin sürtünme ile viskoz rotasyonun dağılması, yıldızlararası ortamdan atılma veya omik ısıtma manyetik alanlar.

İzolasyonlu nötron yıldız yüzeyleri, çok düşük sıcaklıklarda ölçülmemiştir $10^6$K - yani gözlemlenen tüm izole nötron yıldızları genç yaştadır. Durum, Yakovlev ve Pethick'in (2004) 5.7 bölümünde özetlenmiştir . Yeniden ısıtma olmadan, bir nötron yıldızı sadece bir milyar yılda 100K'ya ulaşır - bu zaten tamamen görünmezdir. Yeniden ısıtma mekanizmaları yaşlı nötron yıldızları için bazı rol oynamalıdır , ancak Yakovlev & Pethick'in durumu olarak: "Ne yazık ki, bu tür yıldızların termal durumları hakkında güvenilir gözlemsel veriler mevcut değildir". Sonuç olarak, şu anda kimse uzun vadede ne olduğunu bilmiyor ($>10^6$ nötron yıldızlarının kaderi sıcaklıkları cinsindendir.

Spin ve manyetik alan ile ilgili durum daha güvenlidir. İzole bir nötron yıldızını döndürmek veya manyetik alanlarını yenilemek için aynı mekanizmalar mevcut değildir . Her ikisinin de zamanla çürümesi beklenir ve aslında aşağı inme oranı ve manyetik alan kuvveti birbirine bağlıdır, çünkü aşağı inme mekanizması manyetik dipol radyasyon emisyonudur. Manyetik alan daha sonra ohm olarak dağılan (bir ısı kaynağı sağlayan) veya belki de Hall etkisi tarafından üretilen akımlar veya ambipolar difüzyon yoluyla daha hızlı akımların oluşmasıyla bozunur.

Saf manyetik dipol radyasyonu için, $\dot{\Omega} \propto \Omega^3$. Tipik yüzey manyetik alan güçleri için$10^8$T, pulsarlar bir milyon yıldan daha az bir sürede birkaç saniyelik dönemlere kadar dönerler, bu noktada "pulsar aktivitesi" kapanır ve ikili sistemlerde ve biriktirme maddelerinde sırayla olmadığı sürece onları artık göremeyiz onları tekrar açmak için. Ne yazık ki, manyetik alanların ne kadar hızlı bozulduğunu tespit etmek için çok az gözlemsel kanıt var (çünkü eski, izole nötron yıldızlarını görmüyoruz!). B-alanının bozulması çok hızlı olamaz , kesinlikle zaman ölçekleri$10^5$yıl. B-alanı bozulma zaman çizelgelerinin teorik tahminleri milyarlarca yıl gibidir. Bu teori doğruysa, nötron yıldızları pulsar mekanizması durduktan sonra bile çok hızlı bir şekilde dönmeye devam edecekti.