¿Cuál es el destino final de una estrella de neutrones?

Según tengo entendido, las estrellas de neutrones nacen como núcleos de estrellas extremadamente brillantes y extremadamente rápidas que mueren en una supernova. Sin embargo, varios sitios web me dicen que en unos pocos años, la temperatura de la superficie de una estrella de neutrones cae de varios billones de kelvin a solo unos pocos millones de kelvins. Además, con el paso del tiempo, la velocidad de rotación de la estrella de neutrones también disminuye considerablemente.

Esto plantea la pregunta: ¿cuál es el destino final de una estrella de neutrones? ¿Permanece siempre tan horriblemente magnético, girando rápido y caliente o se degrada en alguna forma de núcleo estelar frío y extremadamente denso con un campo magnético mucho más débil o mantiene algunas de sus características (especialmente la intensidad y el giro del campo magnético) niveles elevados para siempre (o al menos varios cientos de miles de millones de años)?

Esto plantea la pregunta: ¿cuál es el destino final de una estrella de neutrones?

Las estrellas de neutrones no pueden permanecer calientes para siempre. Las estrellas de neutrones se enfrían porque irradian. (Esto se llama enfriamiento por radiación). Excepto por su campo gravitacional que distorsiona el espacio-tiempo en la vecindad de una estrella de neutrones, la mayoría de las estrellas de neutrones solitarias se desvanecen lentamente con el tiempo, llegando a ser esencialmente invisibles. Una forma de detectar esas frías y solitarias estrellas de neutrones es observar la lente gravitacional de las estrellas detrás de ellas.

Con respecto al campo magnético y la rotación, estos también disminuyen con el tiempo. La rotación de una estrella de neutrones es lo que crea el campo magnético, pero este campo magnético drena la velocidad de rotación.

Un destino alternativo para las estrellas de neutrones es sufrir un colapso gravitacional y formar un agujero negro. Esto puede suceder de varias maneras. Una estrella de neutrones masiva puede sufrir un colapso como resultado de su velocidad de rotación más lenta. La rotación rápida inicial evita el colapso gravitacional, pero eso ya no funciona cuando cae la velocidad de rotación de la estrella de neutrones.

Algunas estrellas de neutrones no están aisladas. En cambio, son miembros de múltiples sistemas estelares. Las estrellas de neutrones pueden extraer material de una estrella compañera y eventualmente volverse lo suficientemente masivas como para sufrir un colapso. Finalmente, algunas estrellas de neutrones se orbitan unas a otras estrechamente. El descubrimiento de esto, el binario de Hulse-Taylor, condujo al Premio Nobel de física de 1993. Esas estrellas de neutrones en órbita cercana emiten ondas gravitacionales, lo que hace que la órbita decaiga. Esas estrellas de neutrones finalmente colisionan, lo que una vez más resulta en un colapso gravitacional.

Las estrellas de neutrones tienen capacidades de calor extremadamente pequeñas. Esto se debe a que consisten principalmente en fermiones degenerados y la capacidad calorífica se suprime aún más si, como se esperaba, esos fermiones están en un estado superfluido.

Esto tiene (al menos) dos consecuencias:

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

(b) Sin embargo, la baja capacidad de calor también significa que es fácil mantener caliente una estrella de neutrones si tiene alguna forma de agregarle energía, como la disipación viscosa de la rotación por fricción, la acumulación del medio interestelar o el calentamiento óhmico por campos magnéticos.

$10^6$$>10^6$

La situación con respecto al giro y al campo magnético es más segura. No existen los mismos mecanismos disponibles para hacer girar una estrella de neutrones aislada o regenerar sus campos magnéticos. Se espera que ambos decaigan con el tiempo y, de hecho, la velocidad de disminución y la intensidad del campo magnético están íntimamente conectadas, porque el mecanismo de disminución es la emisión de radiación dipolo magnética. El campo magnético se descompone a través de la generación de corrientes que luego se disipan de manera óhmica (proporcionando una fuente de calor) o quizás más rápidamente a través de las corrientes generadas por el efecto Hall o por difusión ambipolar.

$\dot{\Omega} \propto \Omega^3$$10^8$$10^5$años. Las estimaciones teóricas de las escalas de tiempo de descomposición del campo B son más como miles de millones de años. Si esta teoría es correcta, las estrellas de neutrones continuarán girando muy rápidamente incluso después de que el mecanismo de púlsar haya cesado.