Qual é o destino final de uma estrela de nêutrons?

Pelo que entendi, as estrelas de nêutrons nascem como núcleos giratórios extremamente brilhantes e extremamente rápidos, morrendo em uma supernova. No entanto, vários sites me dizem que, em alguns anos, a temperatura da superfície de uma estrela de nêutrons cai de vários trilhões de kelvin para apenas alguns milhões de kelvins. Além disso, com o passar do tempo, a velocidade de rotação da estrela de nêutrons também diminui consideravelmente.

Isso levanta a questão: qual é o destino final de uma estrela de nêutrons? Ele sempre fica magneticamente horrível, girando quente e rapidamente ou continua degradando-se em alguma forma de núcleo estelar frio e extremamente denso, com um campo magnético muito mais fraco, ou algumas de suas características (especialmente a força e a rotação do campo magnético) permanecem em níveis elevados para sempre (ou pelo menos várias centenas de bilhões de anos)?

Isso levanta a questão: qual é o destino final de uma estrela de nêutrons?

Estrelas de nêutrons não podem ficar quentes para sempre. As estrelas de nêutron esfriam porque irradiam. (Isso é chamado de resfriamento radial.) Exceto pelo campo gravitacional que distorce o espaço-tempo nas proximidades de uma estrela de nêutrons, a maioria das estrelas solitárias de nêutrons desaparece lentamente ao longo do tempo, tornando-se essencialmente invisível. Uma maneira de detectar aquelas estrelas frias e solitárias de nêutrons é observar as lentes gravitacionais das estrelas por trás delas.

No que diz respeito ao campo magnético e rotação, esses também caem com o tempo. A rotação de uma estrela de nêutrons é o que cria o campo magnético, mas esse campo magnético drena a taxa de rotação.

Um destino alternativo para as estrelas de nêutrons é sofrer um colapso gravitacional e formar um buraco negro. Isso pode acontecer de várias maneiras. Uma estrela de nêutrons maciça pode sofrer um colapso como resultado de sua taxa de rotação mais lenta. A rotação rápida inicial evita o colapso gravitacional, mas não funciona mais quando a taxa de rotação da estrela de nêutrons cai.

Algumas estrelas de nêutrons não são isoladas. Eles são membros de múltiplos sistemas estelares. Estrelas de nêutrons podem extrair material de uma estrela parceira e, eventualmente, tornar-se maciças o suficiente para sofrer colapso. Finalmente, algumas estrelas de nêutrons orbitam-se de perto. A descoberta disso, o binário de Hulse-Taylor, levou ao Prêmio Nobel de 1993 em física. Essas estrelas de nêutrons em órbita próxima emitem ondas gravitacionais, causando a decadência da órbita. Essas estrelas de nêutrons eventualmente colidem, mais uma vez resultando em um colapso gravitacional.

Estrelas de nêutrons têm capacidades de calor extremamente pequenas. Isso ocorre porque eles consistem em grande parte de férmions degenerados e a capacidade de calor é ainda mais reduzida se, como esperado, esses férmions estiverem em um estado superfluido.

Isso tem (pelo menos) duas consequências:

(a) esfriam extremamente rapidamente - os processos de emissão de neutrinos são altamente eficazes, nos primeiros anos da vida de uma estrela de nêutrons, reduzindo sua temperatura interior para alguns K e a temperatura da superfície para K. Depois disso, o processo de resfriamento dominante são os fótons emitidos da superfície ( ) e as estrelas de nêutrons desaparecem rapidamente da vista a partir de então.10 7 < 10 6 ∝ T $10^5$$10^7$$<10^6$$\propto T^4$

(b) No entanto, a baixa capacidade de calor também significa que é fácil manter quente uma estrela de nêutrons se você tiver alguma maneira de adicionar energia a ela - como dissipação viscosa da rotação por atrito, acúmulo do meio interestelar ou aquecimento ôhmico por Campos magnéticos.

Nenhuma superfície isolada de estrela de nêutrons foi medida com temperaturas muito abaixo de K - ou seja, todas as estrelas isoladas de nêutrons observadas são jovens. A situação está resumida na seção 5.7 de Yakovlev & Pethick (2004) . Sem nenhum reaquecimento, uma estrela de nêutrons alcançaria 100K em apenas um bilhão de anos - isso já é totalmente invisível. Os mecanismos de reaquecimento devem desempenhar um papel importante nas estrelas de nêutrons mais antigas, mas como Yakovlev & Pethick afirmam: "Infelizmente, não há dados observacionais confiáveis ​​sobre os estados térmicos de tais estrelas". Em conclusão, ninguém sabe realmente no momento qual é o destino a longo prazo ( anos) das estrelas de nêutrons em termos de temperatura. > 10 $10^6$$>10^6$

A situação em relação à rotação e ao campo magnético é mais segura. Não existem os mesmos mecanismos disponíveis para girar uma estrela de nêutrons isolada ou regenerar seus campos magnéticos. Espera-se que ambos se deteriorem com o tempo e, de fato, a taxa de spin-down e a força do campo magnético estão intimamente conectadas, porque o mecanismo de spin-down é a emissão de radiação dipolo magnética. O campo magnético decai através da geração de correntes que então se dissipam ohmicamente (fornecendo uma fonte de calor) ou talvez mais rapidamente por correntes geradas pelo efeito Hall ou por difusão ambipolar.

Para radiação dipolo magnética pura, prevê-se . Para forças de campo magnético de superfície típicas de T, os pulsares giram para períodos de cerca de alguns segundos em menos de um milhão de anos, momento em que a "atividade pulsar" é desativada e não podemos mais vê-los, a menos que eles estão em sistemas binários e agregando matéria para ativá-los novamente. Infelizmente, há muito pouca evidência observacional para determinar a rapidez com que os campos magnéticos decaem (porque não vemos velhas estrelas isoladas de nêutrons!). O decaimento do campo B não pode ser muito rápido, certamente as escalas de tempo são maiores que10810$\dot{\Omega} \propto \Omega^3$$10^8$$10^5$anos. As estimativas teóricas das escalas de tempo de decaimento do campo B são mais como bilhões de anos. Se essa teoria estiver correta, as estrelas de nêutrons continuariam a girar muito rapidamente, mesmo depois que o mecanismo pulsar cessasse.