OK, no sabía cómo debería formular esta pregunta. Pero el punto básico es que la mayoría de las enanas blancas que hemos clasificado caen en rangos de temperatura de ~50,000 K a 6000 K. Sin embargo, al final de la vida de una estrella de baja masa, las temperaturas centrales alcanzan miles de millones o incluso billones de Kelvin. Entonces, cuando la estrella muere y arroja sus capas externas, exponiendo el núcleo, ¿ exactamente cuánto tiempo le toma al núcleo enfriarse a la "temperatura estándar de una enana blanca"?
La respuesta es del orden de 1 millón de años para enfriarse a partir de una temperatura de combustión final estándar de He de poco más de K hasta el extremo superior del rango de temperatura de la enana blanca que proporciona en su pregunta. Los detalles dependerían exactamente de la masa y la composición de la enana blanca y también existen algunas incertidumbres teóricas en las tasas de enfriamiento de los neutrinos.
La superficie de una enana blanca no es su temperatura interior. Si "expone" el núcleo al espacio vacío, siempre habrá una transición (es decir, un gradiente de temperatura) entre una temperatura interior y una "temperatura fotosférica", que es la temperatura a la que la densidad del plasma cae lo suficientemente bajo como para que escapen los fotones. .
Por ejemplo, las enanas blancas con temperaturas fotosféricas de 50 000 K a 6 000 K tienen temperaturas interiores de aproximadamente K a K. Esta temperatura interior se aplica a la granel ( %) de la enana blanca porque la degeneración de los electrones conduce a una alta conductividad térmica y la capa superficial donde cae la temperatura y desaparece la degeneración de los electrones es muy delgada debido a la alta gravedad.
Por lo tanto, la escala de tiempo de enfriamiento para los núcleos que se convierten en enanas blancas puede no ser tan corta como cree. La capa delgada, externa y no degenerada actúa como una cubierta aislante alrededor de un tanque de agua caliente. La escala de tiempo de enfriamiento (el tiempo para irradiar todo el calor interno en su luminosidad actual) cambia de decenas de millones de años a temperaturas interiores de K a miles de millones de años a temperaturas interiores de K, gracias a la fuerte dependencia de la luminosidad de la temperatura.
Sin embargo, esta historia solo funciona una vez que el núcleo se ha enfriado a alrededor K de sus temperaturas iniciales. Por encima de esa temperatura, el principal mecanismo de enfriamiento es por emisión de neutrinos y la camisa aislante no los detiene. La emisión de neutrinos depende mucho de la temperatura. . Así que la fase inicial de enfriamiento para K es muy rápido una vez que han cesado las reacciones nucleares; alrededor de un millón de años. Después de eso, las pérdidas de neutrinos se vuelven mucho más pequeñas con bastante rapidez y, ciertamente, la emisión de fotones es dominante en el momento en que las temperaturas interiores son bajas. K y la temperatura fotosférica es <30.000 K.
Un proceso similar ocurre en las estrellas de neutrones. Enfriamiento muy rápido por neutrinos para años, seguido por un enfriamiento fotosférico más lento más tarde. La diferencia es que la mayoría de las enanas blancas que vemos están en la fase de enfriamiento fotosférico, mientras que las estrellas de neutrones que podemos ver se están enfriando con neutrinos. Las estrellas de neutrones tienen radios tan pequeños que se vuelven invisibles una vez que alcanzan la fase de enfriamiento fotosférico.