Quelle est la destination finale d'une étoile à neutrons?

Si je comprends bien, les étoiles à neutrons sont nées sous forme de noyaux d'étoiles extrêmement brillantes et à rotation rapide mourant dans une supernova. Cependant, plusieurs sites Web me disent qu'en l'espace de quelques années, la température de surface d'une étoile à neutrons passe de plusieurs billions de kelvins à seulement quelques millions de kelvins. De plus, avec le temps, la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons diminue également considérablement.

Cela soulève la question: quel est le destin final d'une étoile à neutrons? Reste-t-il toujours aussi horriblement magnétique, tournant à chaud et rapidement ou continue-t-il à se dégrader en une forme de noyau d'étoile froid et extrêmement dense avec un champ magnétique beaucoup plus faible ou certaines de ses caractéristiques (en particulier la force et le spin du champ magnétique) restent-elles à niveaux accrus pour toujours (ou au moins plusieurs centaines de milliards d'années)?

Cela soulève la question: quel est le destin final d'une étoile à neutrons?

Les étoiles à neutrons ne peuvent pas rester chaudes pour toujours. Les étoiles à neutrons refroidissent parce qu'elles rayonnent. (C'est ce qu'on appelle le refroidissement radiatif.) À l'exception de leur champ gravitationnel qui déforme l'espace-temps au voisinage d'une étoile à neutrons, la plupart des étoiles à neutrons solitaires s'estompent lentement avec le temps, devenant finalement essentiellement invisibles. Une façon de détecter ces étoiles à neutrons froides et isolées consiste à observer la lentille gravitationnelle des étoiles derrière elles.

En ce qui concerne le champ magnétique et la rotation, ceux-ci chutent également avec le temps. La rotation d'une étoile à neutrons est ce qui crée le champ magnétique, mais ce champ magnétique draine le taux de rotation.

Un autre destin pour les étoiles à neutrons est de subir un effondrement gravitationnel et de former un trou noir. Cela peut se produire de plusieurs façons. Une étoile à neutrons massive peut subir un effondrement en raison de sa vitesse de rotation ralentie. La rotation rapide initiale évite l'effondrement gravitationnel, mais cela ne fonctionne plus lorsque le taux de rotation de l'étoile à neutrons chute.

Certaines étoiles à neutrons ne sont pas isolées. Ils sont plutôt membres de plusieurs systèmes stellaires. Les étoiles à neutrons peuvent tirer du matériau d'une étoile partenaire et éventuellement devenir suffisamment massives pour s'effondrer. Enfin, quelques étoiles à neutrons sont en orbite étroite. La découverte de cela, le binaire Hulse-Taylor, a conduit au prix Nobel de physique 1993. Ces étoiles à neutrons en orbite étroite émettent des ondes gravitationnelles, provoquant ainsi la décomposition de l'orbite. Ces étoiles à neutrons finissent par entrer en collision, ce qui entraîne à nouveau un effondrement gravitationnel.

Les étoiles à neutrons ont des capacités calorifiques extrêmement faibles. En effet, ils sont constitués en grande partie de fermions dégénérés et la capacité thermique est encore supprimée si, comme prévu, ces fermions sont dans un état superfluide.

Cela a (au moins) deux conséquences:

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

(b) Cependant, la faible capacité thermique signifie également qu'il est facile de garder une étoile à neutrons chaude si vous avez un moyen d'y ajouter de l'énergie - comme la dissipation visqueuse de la rotation par friction, l'accrétion du milieu interstellaire ou le chauffage ohmique par champs magnétiques.

$10^6$$>10^6$

La situation concernant le spin et le champ magnétique est plus sûre. Il n'y a pas les mêmes mécanismes disponibles pour faire tourner une étoile à neutrons isolée ou régénérer ses champs magnétiques. On s'attend à ce que les deux se désintègrent avec le temps et en effet la vitesse de rotation et la force du champ magnétique sont intimement liées, car le mécanisme de rotation est l'émission de rayonnement magnétique dipolaire. Le champ magnétique se désintègre à travers la génération de courants qui se dissipent ensuite ohmiquement (fournissant une source de chaleur) ou peut-être plus rapidement via les courants générés par l'effet Hall ou par diffusion ambipolaire.

$\dot{\Omega} \propto \Omega^3$$10^8$$10^5$années. Les estimations théoriques des échelles de temps de décroissance du champ B ressemblent plus à des milliards d'années. Si cette théorie est exacte, les étoiles à neutrons continueraient de tourner très rapidement même après la fin du mécanisme pulsar.