Temperatura de una estrella de neutrones

Primero, estrictamente hablando, una estrella de neutrones no es un núcleo, ya que está unida por la gravedad en lugar de la fuerza fuerte.

Medir la temperatura de la superficie de cualquier estrella es engañosamente simple. Todo lo que se necesita es un espectro, que proporcione el flujo luminoso (o una cantidad similar) en función de la longitud de onda del fotón. Habrá un amplio pico térmico en algún lugar del espectro, cuya longitud de onda máxima se puede convertir en una temperatura utilizando la ley de desplazamiento de Wien :

con$b\sim2.9\times10^{-3}\rm mK^{-1}$. Las estrellas de neutrones alcanzan su punto máximo en los rayos X y, al seleccionar una longitud de onda de$1\;\rm nm$(aproximadamente en el medio del espectro logarítmico de rayos X) da una temperatura de aproximadamente$3$millón$\rm K$, que está en el estadio de béisbol de lo que normalmente se cita para una estrella de neutrones.

Más ampliamente que el movimiento de los átomos o las moléculas, puede pensar en la temperatura como una medida de la energía cinética interna (no en masa) de un conjunto de partículas, y la energía se relaciona trivialmente con la temperatura a través de la constante de Boltzmann (aunque para obtener una idea más detallada concepto definido de temperatura requiere un poco más de trabajo, véase, por ejemplo, cualquier derivación de la ley de desplazamiento de Wien).

La respuesta dada por Kyle se refiere, por supuesto, sólo a la temperatura superficial o fotosférica de la estrella de neutrones, la temperatura de la capa de la que pueden escapar los fotones para llegar a un observador. En estas capas externas, la relación entre las temperaturas y los movimientos de las partículas es más o menos consistente con la imagen "cotidiana" de Maxwell-Boltzmann a la que se refiere el OP.

Sin embargo, la mayor parte de una estrella de neutrones es mucho más caliente que esto, probablemente por un factor de 100 más o menos. En términos térmicos, una estrella de neutrones consiste en un núcleo isotérmico (la gran parte de la estrella) rodeado por una capa aislante muy delgada (quizás unos pocos metros), a través de la cual hay una gran caída de temperatura.

Dentro de la estrella de neutrones hay una capa de material que contiene núcleos ricos en neutrones y electrones degenerados, donde el concepto tradicional de temperatura (al menos aplicado a los núcleos) todavía tiene algún mérito en términos de las energías cinéticas de los núcleos. En las regiones interiores, que contienen$>95$Por ciento de la masa, hay principalmente neutrones con una pequeña fracción (1%-ish) de protones y electrones. Todos estos son gases degenerados.

En los gases degenerados, el concepto de temperatura es un poco más resbaladizo. Los neutrones ocupan estados de energía según las estadísticas de Fermi-Dirac en el límite de baja temperatura/alta densidad; la energía cinética de los neutrones se vuelve casi independiente de la temperatura y totalmente dependiente de la densidad. Como consecuencia, la presión del gas es independiente de la temperatura y estos gases degenerados contienen muy poca energía térmica, incluso cuando se encuentran a temperaturas extremadamente altas.

Esta es la razón por la cual las estrellas de neutrones se enfrían extremadamente rápido: sus interiores degenerados contienen mucha menos energía térmica que un gas no degenerado a temperaturas similares.