中子星的最终目的地是什么？

据我了解，中子星是作为极亮，超快旋转的恒星核而诞生的，这些恒星在超新星中死亡。但是，有几个网站告诉我，在短短几年内，中子星的表面温度从几万亿开尔文降至仅几百万开尔文。此外，随着时间的流逝，中子星的旋转速度也大大降低。

这就提出了一个问题：中子星的最终命运是什么？它是否总是保持如此可怕的磁性，热且快速旋转，还是会继续退化成某种形式的冷，密度非常高的星核，而磁场却弱得多，或者它的某些特性（特别是磁场强度和自旋）停留在永远提高水平（或至少数千亿年）？

这就提出了一个问题：中子星的最终命运是什么？

中子星不能永远保持高温。中子星冷却是因为它们会辐射。（这称为辐射冷却。）除了它们的引力场使中子星附近的时空扭曲之外，大多数孤独的中子星会随着时间逐渐消失，最终变得基本不可见。检测那些冷的孤子中子星的一种方法是观察它们后面恒星的引力透镜。

关于磁场和旋转，它们也会随着时间而下降。中子星的旋转是产生磁场的原因，但是这种磁场消耗了旋转速度。

中子星的另一种命运是发生重力坍塌并形成黑洞。这可以通过多种方式发生。由于旋转速度变慢，大量中子星可能会坍塌。最初的快速旋转避免了重力的崩溃，但是当中子星的旋转速度下降时，这种旋转不再起作用。

一些中子星不是孤立的。相反，它们是多星系统的成员。中子星可以从伙伴星吸引物质，并最终变得足够大以至于崩溃。最终，一些中子星彼此紧密环绕。Hulse-Taylor二进制的发现，使他获得了1993年诺贝尔物理学奖。那些紧密围绕轨道运行的中子星发出引力波，从而使轨道衰减。这些中子星最终碰撞，再次导致引力坍塌。

中子星具有极小的热容。这是因为它们主要由简并的费米子组成，并且如预期的那样，如果这些费米子处于超流体状态，则热容量会进一步受到抑制。

这至少有两个后果：

（a）它们的冷却速度非常快- 中子星的发射过程在中子星寿命的前年左右非常有效，其内部温度降低到几 K，表面温度降低到 6K。此后，主要的冷却过程是从表面发射的光子（），此后中子星从视图中迅速消失。$10^5$$10^7$$<10^6$$\propto T^4$

（b）但是，低热容量也意味着如果您有任何增加中子星能量的方法，例如通过摩擦使旋转粘滞耗散，星际介质中的积聚或通过加热产生的欧姆加热，就很容易使中子星保持高温。磁场。

在温度远低于 K的情况下，没有测量到孤立的中子星表面-即所有观察到的孤立的中子星都处于年轻年龄。Yakovlev＆Pethick（2004）的 5.7节总结了这种情况。如果不进行任何再加热，中子星仅在十亿年之内便会达到10万颗星-这已经是完全不可见的。再加热机制必须发挥一些作用，为老年中子星，但作为雅科夫列夫与Pethick状态：“不幸的是，这些恒星的热状态没有可靠的观测数据是可用”。总而言之，目前还没有人真正知道中子星长期（年）的命运在温度方面是什么。$10^6$$>10^6$

关于自旋和磁场的情况更加安全。没有可用的机制来旋转离体的中子星或使其磁场再生。预计两者都会随着时间而衰减，并且实际上，自旋下降速率和磁场强度紧密相关，因为自旋下降机理是磁偶极子辐射的发射。磁场通过产生的电流衰减，然后通过欧姆效应消散（提供热源），或者通过霍尔效应产生的电流或双极性扩散更快地衰减。

$\dot{\Omega} \propto \Omega^3$$10^8$$10^5$年份。B场衰减时标的理论估计更像数十亿年。如果这个理论正确，那么即使在脉冲星机制停止之后，中子星仍将继续非常迅速地旋转。