Pitanje:
Što se događa s vremenom dok se neutronska zvijezda hladi?
David Smith
2016-04-02 02:43:37 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Moje razumijevanje zvijezde bijelog patuljka je da će se, iako se to još nije dogodilo zbog starosti svemira, na kraju, jer gubi energiju zbog zračenja topline i plimnih sila, ohladiti i postati crni patuljak - u osnovi crna kugla ugljika.

Što se događa kad se neutronska zvijezda na kraju ohladi? Što je ostalo i znamo li kako bi to izgledalo?

Dva odgovori:
Rob Jeffries
2016-04-02 12:39:33 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Povijest hlađenja neutronske zvijezde može se podijeliti u izuzetno brzu fazu hlađenja neutrina, nakon čega slijedi neograničeno duga faza hlađenja zbog emisije fotona s njene površine.

Ključ za razumijevanje neutrona hlađenje zvijezda treba shvatiti da degenerirani neutroni nemaju gotovo nikakvu toplinsku energiju, čak ni kada su izuzetno vrući - jer Pauli-jevo načelo isključenja zabranjuje neutronima gubitak kinetičke energije i pad u već zauzeto kvantno stanje. Bilo koji postupci hlađenja stoga djeluju na vrlo brzo smanjenje temperature neutronske zvijezde. Drugo, unutrašnjost neutronske zvijezde gotovo je izotermna zbog velike toplinske vodljivosti izrođenih plinova, ali temperatura na površini je manja za oko 100-tak puta faktor.

Kada neutronska zvijezda prvi oblik, njegova unutarnja temperatura prelazi 10 milijardi kelvina, temperatura površine bi bila 100 milijuna stupnjeva i emitirala bi tvrde X-zrake. Ipak, mala veličina neutronske zvijezde ograničava radijacijske gubitke i umjesto toga neutrini koji izlaze iz unutrašnjosti mogu je ohladiti za faktor oko 100 u nekoliko tisuća godina.

Gubici neutrina nastaju nečim naziva se modificirani URCA postupak (nešto brži izravni URCA ili procesi koji uključuju pione / kaone možda su važni u prvim sekundama / minutama masivnijih neutronskih zvijezda, ali su blokirani potpunom neutronskom degeneracijom i komparativnom oskudicom protona u unutrašnjosti): ciklusi neutronskog beta raspada i obrnutog beta raspada na protonima proizvode anti-neutrino i neutrino. Čestice promatrača potrebne su za očuvanje zamaha. Ovisnost ovog postupka o temperaturi je $ \ sim T ^ {8} $, pa ako temperatura padne za faktor 100, brzina hlađenja neutrina padne za faktor od $ 10 ^ {16} $.

U međuvremenu, fotonsko hlađenje s površine, iako je u početku zanemarivo u usporedbi s neutrinskim hlađenjem , pada samo kao $ T ^ {4} $. Nakon otprilike 10.000-100.000 godina, kada se površina neutronske zvijezde ohladi na oko milijun stupnjeva, dominira hlađenje fotona putem meke emisije X-zraka.

Da se izoliranoj neutronskoj zvijezdi ništa drugo ne dogodi, nastavi se hladiti, tako da $ T \ propto t ^ {- 1/2} $. Velika većina od procijenjenih milijardu neutronskih zvijezda u našoj Galaksiji nalazi se u ovom stanju , dok je većina pulsara koje možemo promatrati mladi i u fazi hlađenja neutrina.

Koliko hladno mogu postati? Gornja formula sugerira njihovu polovinu temperature kad se njihova dob učetverostruči. Nakon toga, mogli bi se ohladiti na temperaturu Sunca za oko milijardu godina. Međutim, postoje procesi ponovnog zagrijavanja.

Izolirane neutronske zvijezde mogu nakupiti materijal iz međuzvjezdane sredine. To može biti vrlo malo, jer se većina neutronskih zvijezda brzo kreće. Gravitacijska potencijalna energija djelomično se oslobađa kao toplina kada utječe na površinu neutronske zvijezde. Zatim, mali toplotni kapacitet neutrona djeluje u suprotnom smjeru i potrebno je relativno malo nakupljanja da bi se uravnotežili gubici fotona.

Drugo, neutronske zvijezde rađaju se kao brzi rotatori i okreću se prema dolje. Kutni zamah mora se prenijeti prema van iz unutrašnjosti tekućine u vanjsku koru. Ovo nije proces bez trenja. Tako dio rotacijske kinetičke energije može održati zvijezdu toplom.

Treće, neutronska zvijezda ima ogromno magnetsko polje koje se postupno raspršuje. Dio te energije može završiti kao toplina u neutronskoj zvijezdi jednostavnim omskim rasipanjem struja.

Zaključak je da toplinska emisija neutronskih zvijezda starijih od oko 100 000 godina nije primijećena, pa jednostavno ne znamo koliko bi se mogle ohladiti. Neke dodatne informacije i reference mogu se pronaći u odgovoru na Physics SE, gdje raspravljam o tome gdje bi se stare neutronske zvijezde mogle pojaviti na HR dijagramu.
HDE 226868
2016-04-02 04:09:52 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Za početak je važno razgovarati o tome kako se neutronska zvijezda hladi. Postoji nekoliko povezanih mehanizama koji su uključeni u glavni stupanj toplotne evolucije neutronske zvijezde, a uglavnom se oslanjaju na emisiju neutrina (primarna referenca Lim i sur. (2015.)).

Prvo i najvažnije je obitelj procesa Urca. Izravni proces Urca (Durca) je $$ \ text {baryon} 1 \ to \ text {baryon} 2+ \ text {lepton} + \ text {antineutrino} $$$$ \ text {baryon} 2+ \ text { lepton} \ to \ text {baryon} 1+ \ text {neutrino} $$ Ovdje su barioni obično neutroni i protoni, a lepton je elektron s pripadajućim antineutrinom. Međutim, to se može dogoditi i s pionima, kaonima i kvarkovima.

Sljedeće je bremsstrahlung. Ova je verzija za razliku od češće poznate varijante gdje se zračenje emitira iz elektrona. Umjesto toga, radi se o nukleon-nukleonskom bremsstrahlungu, kada dva neutrona, dva protona ili proton i neutron međusobno djeluju da bi stvorili par neutrino / antineutrino. Zapravo, jedna od glavnih razlika između ovog bremsstrahlung-a i procesa Urca je nedostatak elektrona u bivšoj reakciji.

Cooper-ov par raspad se odvija u neutronskim ili protonskim parovima. Stvaranje parova omogućeno je ekstremnim uvjetima unutar neutronske zvijezde, koji uzrokuju superfluidnost i utječu na mnoge druge procese.

Ova tri mehanizma odvijaju se u jezgri neutronske zvijezde i kroz nju . Međutim, neki drugi putovi odvijaju se samo u kori. Uključuju

  • $ nn $ -bremsstrahlung, koji je djelomično karakteriziran slobodnim neutronima
  • Bremsstrahlung interakcijom elektrona s jezgrom ($ eZ $ bremsstrahlung)
  • Propadanje plazmona
  • Elektronsko-pozitronsko uništavanje

Sad kad znamo procese, kakvi su rezultati ?

Gore navedeni procesi zapravo su dominantni samo u drugom od tri stupnja života neutronske zvijezde (vidi Yakovlev i sur.). Prva je faza unutarnje relaksacije, koja traje od ~ 10-10 3 godina, završavajući kad neutronska zvijezda dosegne toplinsku relaksaciju. Drugi je ovaj stupanj hlađenja neutrina, koji traje ~ 10 5 godina. Treći i posljednji je stupanj hlađenja fotona, koji traje do kraja života neutronske zvijezde. U ovom trenutku zvijezda je jednostavno sve hladnija i hladnija. Nije poznato koliko dugo ova faza može trajati, ali čini se da na njoj nije postavljena nikakva granica.



Ova pitanja su automatski prevedena s engleskog jezika.Izvorni sadržaj dostupan je na stackexchange-u, što zahvaljujemo na cc by-sa 3.0 licenci pod kojom se distribuira.
Loading...