Temperatur eines Neutronensterns

In unserer alltäglichen Erfahrung ist die Temperatur auf die Bewegung von Atomen, Molekülen usw. zurückzuführen. Ein Neutronenstern, in dem Protonen und Elektronen zu Neutronen verschmelzen, ist nichts anderes als ein riesiger Kern, der aus Neutronen besteht. Wie entsteht also das Konzept der Temperatur?

Sie glauben also, die Neutronen bewegen sich nicht?
Die Neutronen bewegen sich natürlich sehr schnell, aber das hat wenig mit der Temperatur zu tun (oder umgekehrt).

Antworten (2)

Erstens ist ein Neutronenstern streng genommen kein Kern, da er eher durch die Schwerkraft als durch die starke Kraft zusammengehalten wird.

Die Messung einer Oberflächentemperatur für jeden Stern ist täuschend einfach. Alles, was benötigt wird, ist ein Spektrum, das den Lichtstrom (oder eine ähnliche Größe) als Funktion der Photonenwellenlänge angibt. Irgendwo im Spektrum wird es einen breiten thermischen Peak geben, dessen Peak-Wellenlänge unter Verwendung des Wienschen Verschiebungsgesetzes in eine Temperatur umgewandelt werden kann :

T = b λ m a x

mit b ∼ 2.9 × 10 − 3 m K − 1 . Neutronensterne gipfeln im Röntgenstrahl und nehmen eine Wellenlänge von auf 1 n m (ungefähr in der Mitte des logarithmischen Röntgenspektrums) ergibt eine Temperatur von ca 3 Million K , was im Bereich dessen liegt, was typischerweise für einen Neutronenstern angegeben wird.

Allgemeiner als die Bewegung von Atomen oder Molekülen können Sie sich die Temperatur als ein Maß für die interne (nicht die Massen-) kinetische Energie einer Ansammlung von Partikeln vorstellen, und Energie ist trivialerweise über die Boltzmann-Konstante mit der Temperatur verbunden (obwohl um es genauer zu machen Ein definierter Temperaturbegriff erfordert etwas mehr Arbeit, siehe z. B. jede Herleitung des Wienschen Verschiebungsgesetzes).

Interessanterweise entspricht diese Temperatur einer Energieskala k T ≈ 250 e v , was aus Sicht typischer Kernanregungen von einigen Mega-eV ziemlich kalt ist.
Bei einem Neutronenstern wäre ich nicht überrascht, wenn ein erheblicher Teil der Entropie auf die Spinausrichtung der Neutronen und das Magnetfeld und nicht auf die mechanische kinetische Energie zurückzuführen wäre.
@JerrySchirmer Kannst du das quantifizieren?
@rob: Es ist harte Mathematik. Hier ist ein Papier (das ich nicht gelesen habe), wo sie es versuchen: arxiv.org/abs/1211.2352
Manchmal verbirgt sich dort auch einfache Mathematik. Zum Beispiel hat das Neutron μ = 50 n e v / T , also ein Magnetar mit B ∼ 10 9 T hat μ B ∼ k T .
@rob 50eV wären eine kalte Temperatur für die Außenhaut eines alten Neutronensterns. Das Innere von Neutronensternen wird MeV zu GeV sein.
@RobJeffries Manchmal mache ich gefährliche Dinge mit ∼ statt ≈ , besonders wenn es zwei sind. Wenn die Skala von 250 eV von weiter oben falsch ist, lassen Sie uns das korrigieren.
@rob Ich nehme an, mein Punkt ist, dass diese Antwort nur über die Oberflächentemperatur spricht, bei der das Konzept der Temperaturäpfel genauso zutrifft wie für jedes Gas. Ja, das B-Feld kann an der Oberfläche eine energetische Rolle spielen, aber nur in der Nähe der Oberfläche. Sobald das Innere abkühlt, wird es tatsächlich supraleitend und das B-Feld wird ausgestoßen.

Die Antwort von Kyle bezieht sich natürlich nur auf die Oberflächen- oder Photosphärentemperatur des Neutronensterns – die Temperatur der Schicht, aus der Photonen entweichen können, um einen Beobachter zu erreichen. In diesen äußeren Schichten stimmt die Beziehung zwischen Temperaturen und Partikelbewegungen mehr oder weniger mit dem "alltäglichen" Maxwell-Boltzmann-Bild überein, auf das sich das OP bezieht.

Der Großteil eines Neutronensterns ist jedoch viel heißer als dieser Wert, wahrscheinlich um den Faktor 100 oder so. Thermisch gesehen besteht ein Neutronenstern aus einem isothermischen Kern (der große Teil des Sterns), der von einer sehr dünnen (vielleicht ein paar Meter) isolierenden Decke umgeben ist, über der es einen großen Temperaturabfall gibt.

Im Inneren des Neutronensterns befindet sich eine Hülle aus Material, die neutronenreiche Kerne und entartete Elektronen enthält, wobei das traditionelle Konzept der Temperatur (zumindest in Bezug auf die Kerne) immer noch einen gewissen Wert in Bezug auf die kinetischen Energien der Kerne hat. In den inneren Regionen enthaltend > 95 Prozent der Masse gibt es hauptsächlich Neutronen mit einem kleinen (etwa 1%) Anteil an Protonen und Elektronen. Das sind alles entartete Gase.

Bei entarteten Gasen ist das Konzept der Temperatur etwas schlüpfriger. Die Neutronen besetzen gemäß der Fermi-Dirac-Statistik Energiezustände im Grenzbereich niedriger Temperatur/hoher Dichte; die kinetische Energie der Neutronen wird nahezu temperaturunabhängig und vollständig dichteabhängig. Dadurch ist der Gasdruck temperaturunabhängig und diese entarteten Gase enthalten selbst bei extrem hohen Temperaturen nur sehr wenig Wärmeenergie.

Aus diesem Grund kühlen Neutronensterne extrem schnell ab – ihr entartetes Inneres enthält viel weniger thermische Energie als ein nicht entartetes Gas bei ähnlichen Temperaturen.

Temperatur eines Neutronensterns
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