Температура нейтронной звезды

В нашем повседневном опыте температура определяется движением атомов, молекул и т. д. Нейтронная звезда, в которой протоны и электроны сливаются вместе, образуя нейтроны, представляет собой не что иное, как огромное ядро, состоящее из нейтронов. Итак, как же возникает понятие температуры?

Значит, вы думаете, что нейтроны не движутся?
Нейтроны, конечно, действительно движутся очень быстро, но это мало связано с температурой (или наоборот).

Ответы (2)

Во-первых, строго говоря, нейтронная звезда не является ядром, поскольку она связана гравитацией, а не сильным взаимодействием.

Измерение температуры поверхности любой звезды обманчиво просто. Все, что нужно, — это спектр, который дает световой поток (или аналогичную величину) как функцию длины волны фотона. Где-то в спектре будет широкий тепловой пик, пиковая длина волны которого может быть преобразована в температуру с использованием закона смещения Вина :

Т знак равно б λ м а Икс

с б ∼ 2,9 × 10 − 3 м К − 1 . Пик нейтронных звезд в рентгеновском излучении и выбор длины волны 1 н м (примерно в середине логарифмического рентгеновского спектра) дает температуру около 3 миллион К , что примерно соответствует тому, что обычно указывается для нейтронной звезды.

В более широком смысле, чем движение атомов или молекул, вы можете думать о температуре как об измерении внутренней (не объемной) кинетической энергии набора частиц, а энергия тривиально связана с температурой через постоянную Больцмана (хотя, чтобы получить более точное представление определенная концепция температуры требует немного больше работы, см., например, любой вывод закона смещения Вина).

Интересно, что эта температура соответствует энергетической шкале к Т ≈ 250 е В , что довольно холодно с точки зрения типичных ядерных возбуждений в несколько мегаэВ.
Для нейтронной звезды я не удивлюсь, если значительная часть энтропии будет объясняться спиновым выравниванием нейтронов и магнитным полем, а не механической кинетической энергией.
@JerrySchirmer Можете ли вы дать количественную оценку?
@роб: это сложная математика. Вот статья (которую я не читал), где они пытаются: arxiv.org/abs/1211.2352
Иногда там скрывается и простая математика. Например, нейтрон имеет мю знак равно 50 н е В / Т , так что магнетар с Б ∼ 10 9 Т имеет мю Б ∼ к Т .
@rob 50eV будет низкой температурой для внешней оболочки старой нейтронной звезды. Внутренняя часть нейтронной звезды будет от МэВ до ГэВ.
@RobJeffries Иногда я делаю опасные вещи с ∼ скорее, чем ≈ , особенно если их два. Если шкала 250 эВ от дальнейшего восходящего потока неверна, давайте это исправим.
@rob Я полагаю, моя точка зрения заключается в том, что этот ответ говорит только о температуре поверхности, где понятие температуры яблок точно такое же, как и для любого газа. Да, В-поле может играть энергетическую роль на поверхности, но только вблизи поверхности. Действительно, когда внутренняя часть охлаждается, она становится сверхпроводящей, и B-поле вытесняется.

Ответ, данный Кайлом, конечно же, относится только к температуре поверхности или фотосферы нейтронной звезды — температуре слоя, из которого фотоны могут выйти, чтобы достичь наблюдателя. В этих внешних слоях взаимосвязь между температурами и движениями частиц более или менее соответствует «повседневной» картине Максвелла-Больцмана, на которую ссылается ОП.

Однако основная часть нейтронной звезды намного горячее, вероятно, в 100 раз или около того. С термической точки зрения нейтронная звезда состоит из изотермического ядра (подавляющая часть звезды), окруженного очень тонким (возможно, несколько метров) изолирующим покровом, на котором наблюдается большой перепад температур.

Внутри нейтронной звезды находится оболочка из вещества, содержащего нейтронно-избыточные ядра и вырожденные электроны, где традиционная концепция температуры (по крайней мере, применительно к ядрам) все еще имеет некоторое значение с точки зрения кинетической энергии ядер. Во внутренних областях, содержащих > 95 процентов массы, в основном это нейтроны с небольшой (около 1%) долей протонов и электронов. Все это вырожденные газы.

В вырожденных газах понятие температуры несколько более скользкое. Нейтроны занимают энергетические состояния согласно статистике Ферми-Дирака в пределе низкой температуры/высокой плотности; кинетическая энергия нейтронов становится почти независимой от температуры и полностью зависящей от плотности. Как следствие, давление газа не зависит от температуры, и эти вырожденные газы содержат очень мало тепловой энергии, даже когда они находятся при чрезвычайно высоких температурах.

Вот почему нейтронные звезды остывают чрезвычайно быстро — их вырожденные недра содержат гораздо меньше тепловой энергии, чем невырожденный газ при аналогичных температурах.

Температура нейтронной звезды
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 1v