Qual è la destinazione finale di una stella di neutroni?

A quanto ho capito, le stelle di neutroni nascono come nuclei di stelle estremamente brillanti, estremamente veloci che muoiono in una supernova. Tuttavia, diversi siti web mi dicono che all'interno di un corso di pochi anni, la temperatura superficiale di una stella di neutroni cade da molti trilioni di Kelvin a solo qualche milione di kelvin. Inoltre, con il passare del tempo, anche la velocità di rotazione della stella di neutroni diminuisce considerevolmente.

Ciò solleva la domanda: qual è il destino finale di una stella di neutroni? Rimane sempre così terribilmente magnetico, caldo e veloce o continua a degradarsi in una qualche forma di nucleo di stella freddo ed estremamente denso con un campo magnetico molto più debole o fare alcune delle sue caratteristiche (in particolare l'intensità del campo magnetico e la rotazione) rimanere a livelli elevati per sempre (o almeno diverse centinaia di miliardi di anni)?

Ciò solleva la domanda: qual è il destino finale di una stella di neutroni?

Le stelle di neutroni non possono rimanere calde per sempre. Le stelle di neutroni si raffreddano perché si irradiano. (Questo si chiama raffreddamento a radiazione.) Ad eccezione del loro campo gravitazionale che distorce lo spaziotempo in prossimità di una stella di neutroni, la maggior parte delle stelle di neutroni solitarie svaniscono lentamente nel tempo, diventando infine sostanzialmente invisibili. Un modo per rilevare quelle fredde e solitarie stelle di neutroni è osservare la lente gravitazionale delle stelle dietro di esse.

Per quanto riguarda il campo magnetico e la rotazione, anche quelli cadono nel tempo. La rotazione di una stella di neutroni è ciò che crea il campo magnetico, ma questo campo magnetico drena la velocità di rotazione.

Un destino alternativo per le stelle di neutroni è quello di subire un collasso gravitazionale e formare un buco nero. Questo può accadere in diversi modi. Una massiccia stella di neutroni può subire un collasso a causa del rallentamento della sua rotazione. La rotazione rapida iniziale evita il collasso gravitazionale, ma non funziona più quando la velocità di rotazione della stella di neutroni diminuisce.

Alcune stelle di neutroni non sono isolate. Sono invece membri di più sistemi stellari. Le stelle di neutroni possono attingere materiale da una stella partner e alla fine diventano abbastanza grandi da subire un collasso. Alla fine, alcune stelle di neutroni si orbitano l'una attorno all'altra. La scoperta di questo, il binario di Hulse-Taylor, portò al premio Nobel per la fisica nel 1993. Quelle stelle di neutroni in orbita stretta emettono onde gravitazionali, causando il decadimento dell'orbita. Quelle stelle di neutroni alla fine si scontrano, provocando ancora una volta un collasso gravitazionale.

Le stelle di neutroni hanno capacità di riscaldamento estremamente ridotte. Questo perché consistono in gran parte di fermioni degeneri e la capacità di calore viene ulteriormente soppressa se, come previsto, quei fermioni si trovano in uno stato superfluo.

Ciò ha (almeno) due conseguenze:

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

(b) Tuttavia, la bassa capacità termica significa anche che è facile mantenere calda una stella di neutroni se si ha un modo per aggiungere energia ad essa - come dissipazione viscosa della rotazione per attrito, accrescimento dal mezzo interstellare o riscaldamento ohmico da campi magnetici.

$10^6$$>10^6$

La situazione in materia di spin e campo magnetico è più sicura. Non ci sono gli stessi meccanismi disponibili per far ruotare una stella di neutroni isolata o rigenerare i loro campi magnetici. Si prevede che entrambi decadano nel tempo e in effetti la velocità di spin-down e l'intensità del campo magnetico sono intimamente connesse, poiché il meccanismo di spin-down è l'emissione della radiazione di dipolo magnetico. Il campo magnetico decade attraverso la generazione di correnti che poi si dissipano ohmicamente (fornendo una fonte di calore) o forse più rapidamente attraverso le correnti generate dall'effetto Hall o attraverso la diffusione ambipolare.

$\dot{\Omega} \propto \Omega^3$$10^8$$10^5$anni. Le stime teoriche dei tempi di decadimento del campo B sono più simili a miliardi di anni. Se questa teoria è corretta, le stelle di neutroni continuerebbero a ruotare molto rapidamente anche dopo che il meccanismo pulsar fosse cessato.