Esto depende de si la estrella de neutrones está aislada o no. Es posible más de un destino final si tiene un compañero o si la estrella de neutrones sufre algún tipo de colisión.
Si se aísla una estrella de neutrones, se enfriará muy gradualmente. No puede ganar ninguna masa, y ya está estabilizado contra un mayor colapso gravitacional por la presión de lo que probablemente sea un gas Fermi casi degenerado de materia de quarks y electrones extraños arriba y abajo en su núcleo.
Por supuesto, irradiará energía como un púlsar durante bastante tiempo, tanto en los pulsos como en el espectro continuo de rayos X. Pero se cree que las estrellas de neutrones aisladas girarán con bastante rapidez debido a esta radiación.
Pero lo que se ignora aquí es que todas las estrellas de neutrones nacen realmente muy calientes: el núcleo de una estrella que sufre una supernova de tipo II es lo que da a luz a una estrella de neutrones, y en su nacimiento puede alcanzar una temperatura de aproximadamente 10– 20 MeV, más o menos.
Gran parte de este calor inicial se irradia rápidamente, ya que tales temperaturas son lo suficientemente altas como para crear pares de electrones-positrones, y estos luego se aniquilan, ocasionalmente en anti-neutrinos y neutrinos, que luego transportan energía fuera del núcleo moribundo de la estrella en Una gran explosión.
Esta explosión inicial de neutrinos y antineutrinos sale en una escala de tiempo de 1 a 2 segundos, y hay más neutrinos que salen a medida que la estrella se relaja hacia la materia de neutrones.
Luego, probablemente en una escala de tiempo de aproximadamente 10 segundos, el núcleo interno se transforma en extraños quarks hacia arriba y hacia abajo por las interacciones débiles, y se espera que esto libere otra gran explosión de neutrinos.
Sin embargo, incluso después de ese tiempo, una estrella de neutrones aislada seguirá siendo una fuente de neutrinos muy brillante, probablemente durante cientos de miles de millones de años, ya que ciertos procesos de orden superior pueden crear neutrinos a pesar de que hay materia degenerada dentro de la estrella. Sin embargo, estos procesos son lentos, por lo que esta fase de enfriamiento durará mucho tiempo.
Entonces, si nunca choca con otra cosa, gradualmente girará hacia abajo e irradiará neutrinos y se enfriará, tal vez durante cien mil millones de años o más, si no hay una descomposición de bariones para intervenir.
El resultado de esto es una disminución gradual de la entropía del núcleo de la estrella debido al lento enfriamiento y colapso, pero un aumento de la entropía del universo en su conjunto una vez que se tiene en cuenta la entropía en toda la radiación.
Una estrella de neutrones que tiene un compañero, por otro lado, puede tener un destino muy diferente. Si su compañera es una estrella ordinaria, y los parámetros orbitales son correctos, es decir, lo suficientemente cerca, entonces es posible que se acumule materia en la estrella de neutrones de su compañera; esto, si continúa lo suficiente, eventualmente causará la estrella de neutrones se volverá demasiado densa en su núcleo para que el quark lo soporte más.
Si eso sucede, la estrella de neutrones colapsará en un agujero negro, y toda su entropía, junto con la generada en el colapso, irá a la entropía del agujero negro asociada con el área de la superficie del horizonte del agujero negro según Bekenstein.
Al observar las muy pocas masas bien determinadas para las estrellas de neutrones que se han medido, parece que este es el destino más frecuente de las estrellas de neutrones que logran permanecer en sistemas binarios, y que la masa limitante para una estrella de neutrones es del orden de 1.45–1.65 masas solares. Hay un par de valores atípicos conocidos cerca de 2 masas solares, pero el resto se encuentra en una banda bastante estrecha. Entonces sospecharía que la “masa Chandrasekhar” para las estrellas de neutrones está cerca de 1.55 masas solares.
Si una estrella de neutrones está en un binario con otro objeto compacto, una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro, entonces el sistema emitirá gradualmente radiación gravitacional a medida que orbita y, finalmente, los dos compañeros caerán entre sí, lo más probable es que se conviertan en negros. agujero.
Nuevamente, la entropía pasa a la radiación gravitacional más la entropía superficial del agujero negro final después de que se realiza la fusión final.
Tal fusión se encuentra entre los eventos más enérgicos que pueden ocurrir en el universo: una gran parte de la masa total puede ir a la radiación gravitacional.
Entonces, si Stephen Hawking tiene razón, toda esa entropía sale muy, muy lentamente, como la radiación térmica de la superficie del agujero negro, que finalmente explota cuando la última radiación de Hawking sale extremadamente rápido, dejando solo un mar de partículas, suponiendo que los cosmólogos realmente tengan razón en que la expansión universal se está acelerando.
Toda la entropía irá a esas partículas y a las ondas gravitacionales eventualmente, si son correctas.
El estado final del universo sería como la muerte por calor imaginada de Lord Kelvin.
Casi todas las estrellas en todas las galaxias se convertirán en espiral en agujeros negros súper masivos centrales a largo plazo, debido a la radiación gravitacional, y luego esos agujeros negros se evaporarán, en una escala de tiempo increíblemente larga. Muchos, muchos billones de años están involucrados para que esto suceda.
Pero una estrella de neutrones aislada, digamos una que flota de alguna manera, entre las galaxias, dejaría solo una ceniza de estrella de neutrones muy fría, si los bariones nunca se descomponen.
Se muere muy lentamente al enfriarse: la entropía neta aumenta por la radiación que la enfría.
