중성자 별의 최종 목적지는 어디입니까?

내가 알다시피, 중성자 별은 초신성으로 죽어가는 매우 밝고 매우 빠르게 회전하는 별의 핵심으로 태어납니다. 그러나, 몇몇 웹 사이트는 몇 년의 과정에서, 중성자 별의 표면 온도가 여러 가지에서 떨어지는 것을 말해 조원 에 켈빈 단지 몇 백만 켈빈. 또한 시간이 지남에 따라 중성자 별의 회전 속도도 상당히 감소합니다.

이것은 중성자 별의 최종 운명이 무엇인가라는 의문을 제기합니다. 항상 너무 끔찍한 자기, 뜨겁고 빠른 회전 상태를 유지하거나 훨씬 약한 자기장을 가진 어떤 형태의 차갑고 극도로 조밀 한 형태의 코어로 계속 저하되거나 그 특징 (특히 자기장 강도 및 스핀)이 유지 되는가? 영원히 높은 수준 (또는 적어도 수억 억 년)?

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— 유 스테이이고
소스

답변:

이것은 중성자 별의 최종 운명이 무엇인가라는 의문을 제기합니다.

중성자 별은 영원히 뜨거울 수 없습니다. 중성자 별은 방출되기 때문에 냉각됩니다. 중성자 별 근처에서 시공간을 왜곡시키는 중력장을 제외하고는 대부분의 외로운 중성자 별은 시간이 지남에 따라 천천히 사라져 결국 본질적으로 보이지 않게됩니다. 차갑고 고독한 중성자 별을 감지하는 한 가지 방법은 별 뒤의 중력 렌즈를 관찰하는 것입니다.

자기장 및 회전과 관련하여 시간이 지남에 따라 너무 떨어집니다. 중성자 별의 회전은 자기장을 생성하지만이 자기장은 회전 속도를 배출합니다.

중성자 별의 대체 운명은 중력 붕괴를 겪고 블랙홀을 형성하는 것입니다. 이것은 여러 가지 방법으로 발생할 수 있습니다. 회전 속도가 느리면 거대한 중성자 별이 붕괴 될 수 있습니다. 초기 빠른 회전은 중력 붕괴를 막아 주지만 중성자 별의 회전 속도가 떨어지면 더 이상 작동하지 않습니다.

일부 중성자 별은 격리되어 있지 않습니다. 대신 여러 스타 시스템의 구성원입니다. 중성자 별은 파트너 별에서 재료를 끌어 들여 결국 붕괴 될 정도로 커질 수 있습니다. 마지막으로, 중성자 몇 개가 서로 밀접하게 공전합니다. 이를 발견 한 Hulse-Taylor 바이너리는 1993 년 노벨 물리학상을 수상했습니다. 중성자 별을 밀접하게 공전하는 사람들은 중력파를 방출하여 공전을 붕괴시킵니다. 그 중성자 별들은 결국 충돌하여 중력 붕괴를 일으킨다.

— 데이비드 함멘
소스

백색 왜성이 검은 왜성으로 변환하는 데 수억 년이 걸릴 것으로 생각하면, 새로 태어난 중성자 별 이 자기장과 거의 비슷한 추위, 회전하지 않는 덩어리 로 죽는 데 얼마나 걸립 니까? 우리 태양?

— Youstay Igo

왜 대부분의 중성자 별이 혼자라고 말합니까? 대부분의 어린 펄서는 고립되지 않습니까? 분명히 오래된 펄서는 이진 시스템에서 정의에 의해 정의되지만, 대표적이지 않은 드문 경우입니다.

— Rob Jeffries

@RobJeffries-대부분의 스타 시스템이 이진이라는 사실에 근거하여 아마도 정당화되지 않은 것으로 가정했습니다. 즉, 이진 시스템에서 중성자 별을 만드는 초신성은 동반자 별을 방출 할 수 있습니다. 많은 바이너리 펄서가 발견되었습니다.

— David Hammen

대부분의 어린 펄서는 격리되어 있고 빠른 속도로 움직입니다. 초신성 폭발 (특히 이진 시스템에서)은 대칭이 아닌 것으로 생각되기 때문입니다. 예, 복잡한 역사를 가진 이진 펄서가 몇 개 있습니다.

— Rob Jeffries

@RobJeffries-나는 "많은 중성자 별은 혼자가 아니다"를 "일부 중성자 별은 격리되지 않았다"로 변경하고 Hulse-Taylor 바이너리에 세부 사항을 추가했습니다.

— David Hammen

중성자 별은 열 용량이 매우 작습니다. 이는 이들이 주로 퇴화 성 Fermion으로 구성되어 있고 예상대로 그러한 Fermion이 초 유체 상태에 있으면 열용량이 더 억제되기 때문입니다.

이것은 적어도 두 가지 결과를 초래합니다.

(a) 중성미자 방출 수명은 내부 온도를 로 낮추고 표면 온도를 낮추는 데 중성자 수명 이 처음 년 정도에 매우 효과적 입니다. K. 그 후, 냉각 공정은 우세한 표면으로부터 방출되는 광자이다 ( ) 및 중성자 후 시야에서 빠르게 페이드 별. $10^5$ $10^7$ $<10^6$ $\propto T^4$

(b) 그러나 열용량이 낮다는 것은 마찰에 의한 회전 점성 소산, 성간 매체의 가속 또는 오믹 가열과 같이 에너지를 추가하는 방법이 있다면 중성자 별을 뜨겁게 유지하는 것이 쉽다는 것을 의미합니다. 자기장.

보다 훨씬 낮은 온도에서 고립 된 중성자 별 표면이 측정되지 않았습니다. 즉, 관찰 된 모든 고립 된 중성자 별은 어린 나이입니다. 상황은 Yakovlev & Pethick (2004) 의 섹션 5.7에 요약되어 있습니다. 재가열없이 중성자 별은 10 억 년만에 100K에 도달 할 것입니다. 이것은 이미 완전히 보이지 않습니다. 재가열 메커니즘을 재생합니다 일부 오래된 중성자 별에 대한 역할을하지만, 야코블레프 & Pethick 상태로 "불행하게도, 같은 별의 열 상태에 대한 신뢰성있는 관측 데이터를 사용할 수 없습니다". 결론적으로, 현재 중성자 별의 장기 ( 년) 운명이 온도와 관련 하여 어떤 것인지 실제로 아는 사람은 없습니다 . $10^6$ $>10^6$

스핀 및 자기장과 관련된 상황이 더 안전합니다. 고립 된 중성자 별 을 회전 시키거나 자기장을 재생 하는 데 사용할 수있는 동일한 메커니즘이 없습니다 . 스핀 다운 메커니즘은 자기 쌍극자 방사선의 방출이기 때문에 둘 다 시간이 지남에 따라 붕괴 될 것으로 예상되며, 실제로 스핀 다운 속도와 자기장 강도는 밀접하게 연결되어있다. 자기장은 전류의 생성을 통해 붕괴되고, 그 후 홀 효과 (Hall effect)에 의해 생성 된 전류 또는 양극성 확산을 통해 저항으로 소산 (열원 제공)하거나 더 빠르게 전류가 흐릅니다.

순수한 자기 쌍극자 복사의 경우, 예측 합니다. T 의 전형적인 표면 자기장 세기의 경우 , 펄서가 백만 년 이내에 몇 초 안에 회전하며,이 시점에서 "펄서 활동"이 꺼지고 더 이상 볼 수 없습니다. 그것들은 바이너리 시스템에 있고 그것들을 다시 돌리기 위해 물질을 축적합니다. 불행히도, 자기장이 얼마나 빨리 붕괴되는지를 알아낼 증거는 거의 없다 (우리가 오래되고 고립 된 중성자 별을 볼 수 없기 때문에!). B 필드의 붕괴는 매우 빠를 수 없으며 , 확실히 시간 척도는 보다 길다 $\dot{\Omega} \propto \Omega^3$ $10^8$ $10^5$ 연령. B 필드 붕괴 시간 척도의 이론적 추정치는 수십억 년과 비슷합니다. 이 이론이 맞다면 중성자 별은 펄서 메커니즘이 중단 된 후에도 계속 빠르게 급격히 떨어질 것이다.

— 롭 제프리스
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