Яке кінцеве призначення нейтронної зірки?

Як я розумію, нейтронні зірки народжуються як надзвичайно яскраві, надзвичайно швидко обертаються ядра зірок, що вмирають у надновій. Однак кілька веб-сайтів розповідають, що протягом декількох років температура поверхні нейтронної зірки падає з декількох трильйонів кельвінів до лише декількох мільйонів кельвінів. Крім того, з плином часу швидкість обертання нейтронної зірки також значно зменшується.

Тут виникає питання: яка кінцева доля нейтронної зірки? Чи завжди вона залишається такою жахливо магнітною, гарячою і швидкою, що обертається, чи все-таки деградує в якусь форму холодного, надзвичайно щільного зіркового ядра зі значно слабшим магнітним полем, чи деякі особливості (особливо сила магнітного поля та віджимання) залишаються в підвищений рівень назавжди (або принаймні кілька сотень мільярдів років)?

Тут виникає питання: яка кінцева доля нейтронної зірки?

Нейтронні зірки не можуть назавжди залишатися гарячими. Нейтронні зірки остигають, тому що вони випромінюють. (Це називається радіаційним охолодженням.) За винятком їх гравітаційного поля, яке спотворює простір часу в районі нейтронної зірки, більшість самотніх нейтронних зірок повільно згасають з часом, з часом стаючи по суті непомітними. Один із способів виявлення тих холодних, самотніх нейтронних зірок - спостерігати гравітаційне лінзування зірок за ними.

Що стосується магнітного поля та обертання, то вони теж з часом падають. Обертання нейтронної зірки - це те, що створює магнітне поле, але це магнітне поле витрачає швидкість обертання.

Альтернативна доля нейтронних зірок - зазнати гравітаційного колапсу та сформувати чорну діру. Це може статися різними способами. Масивна нейтронна зірка може зазнати краху внаслідок уповільнення швидкості її обертання. Початкове швидке обертання стримує гравітаційний колапс, але це вже не працює, коли швидкість обертання нейтронної зірки падає.

Деякі нейтронні зірки не поодинокі. Натомість вони є членами кількох зіркових систем. Нейтронні зірки можуть витягувати матеріал із зірки-партнера і з часом стають досить масивними, щоб зазнати краху. Нарешті, кілька нейтронних зірок тісно орбітують одна з одною. Відкриття цього, бінарного дослідження Хульса-Тейлора, призвело до отримання Нобелівської премії з фізики 1993 року. Ті, що навколо орбіти нейтронних зірок, випромінюють гравітаційні хвилі, тим самим викликаючи розпадання орбіти. Ці нейтронні зірки врешті-решт стикаються, що призводить до гравітаційного колапсу.

Нейтронні зірки мають надзвичайно малі теплоємності. Це тому, що вони складаються здебільшого з вироджених ферміонів, і теплоємність додатково пригнічується, якщо, як очікується, ці ферміони знаходяться у надлишковому стані.

Це має (принаймні) два наслідки:

(a) вони надзвичайно швидко остигають - спочатку процеси емісії нейтрино є високоефективними $10^5$ років або близько життя нейтронної зірки при зниженні її внутрішньої температури до кількох $10^7$ K і температура поверхні до $<10^6$ К. Після цього домінуючим процесом охолодження є фотони, що випромінюються з поверхні ($\propto T^4$) і нейтронні зірки швидко згасають з цього виду.

(b) Однак низька теплоємність також означає, що легко утримувати нейтронну зірку гарячою, якщо у вас є якийсь спосіб додати їй енергію - наприклад, в'язке розсіювання обертання тертям, вилучення з міжзоряного середовища або омічне нагрівання магнітні поля.

Жодна ізольована поверхня нейтронної зірки не була виміряна з температурою значно нижче $10^6$К - тобто всі спостережувані поодинокі нейтронні зірки є в молодому віці. Ситуація узагальнена у розділі 5.7 Yakovlev & Pethick (2004) . Без будь-якого повторного нагрівання нейтронна зірка досягла б 100К лише за мільярд років - це вже зовсім непомітно. Механізми повторного нагрівання повинні відігравати певну роль для старих нейтронних зірок, але, як заявляють Яковлєв і Петик: "На жаль, достовірних даних спостережень щодо теплових станів таких зірок немає". На закінчення, наразі ніхто насправді не знає, що довгострокове ($>10^6$ років) доля нейтронних зірок залежить від їх температури.

Ситуація щодо спіна та магнітного поля є більш безпечною. Немає тих самих механізмів, щоб розкручувати ізольовану нейтронну зірку або регенерувати їх магнітні поля. Очікується, що обидва з часом занепадають, і швидкість віджиму та напруженість магнітного поля тісно пов'язані, оскільки механізм віджиму - це випромінювання магнітного дипольного випромінювання. Магнітне поле розпадається за рахунок генерування струмів, які потім омічно розсіюються (забезпечуючи джерело тепла) або, можливо, швидше за допомогою струмів, що створюються ефектом Холла, або шляхом амбіполярної дифузії.

Для чистого магнітного дипольного випромінювання прогнозують $\dot{\Omega} \propto \Omega^3$. Для типових напруженостей поверхневого магнітного поля$10^8$Т, пульсари крутяться періодами приблизно за кілька секунд менш ніж за мільйон років, в цей момент "пульсарна активність" вимикається, і ми їх більше не можемо побачити, якщо вони не перебувають у бінарних системах і не наносять матерію в порядку щоб закрутити їх знову. На жаль, є дуже мало спостережливих доказів, щоб визначити, як швидко розпадаються магнітні поля (адже ми не бачимо старих, ізольованих нейтронних зірок!). Розпад B-поля не може бути дуже швидким, безумовно, часові шкали довші, ніж$10^5$років. Теоретичні оцінки часових шкал розпаду В-поля більше нагадують мільярди років. Якщо ця теорія правильна, то нейтронні зірки продовжували б дуже швидко згортатися навіть після припинення пульсарного механізму.