Thermische Evolution von Neutronensternen  

Wie man heute allgemein annimmt, entsteht ein Neutronenstern im Verlaufe einer Supernova-Explosion mit einer Kerntemperatur von mehr als $10^{11}\,\mbox{K}$. Dabei stellt ein solches Objekt kein isoliertes System dar. Da es viel energiereicher ist als seine Umgebung, gibt es kontinuierlich Energie an diese ab. Was man allgemein als Kühlung des Neutronensterns bezeichnet, umfaßt daher nicht nur die Abstrahlung thermischer Photonen von der Oberfläche des Neutronensterns, sondern ist die Summe aller zur Energieabgabe beitragenden Emissionsprozesse. Entsprechend ergibt sich die thermische Evolution eines Neutronensterns aus dem Prinzip der Energieerhaltung. Bei Vernachlässigung allgemeinrelativistischer Korrekturen erhält man somit für einen isothermen Neutronenstern die Neutronenstern-Kühlungskurven aus der folgenden Differentialgleichung:

 

$$\frac{d\,E}{d\,t} = C_v\,\frac{d\,T_i}{d\,t} = - L_\nu - L_\gamma + \sum_{i=1}^{n} H_i.$$ (1)

Dabei bezeichnet E die gesamte innere Energie des Sterns, sowie T_i die innere Neutronensterntemperatur, C_v seine spezifische Wärmekapazität, $L_\nu$ die Summe aller Neutrinoleuchtkräfte, sowie $L_\gamma=4\,\pi\,R^2\,\sigma\,T^4_{eff} \propto T_i^{2.2}$ die Leuchtkraft der von der Neutronensternoberfläche abgestrahlten thermischen Photonen. Wird darüberhinaus durch innerhalb oder außerhalb des Neutronensterns ablaufende Prozesse die Energieabgabe des Neutronensterns in der Energiebilanz wieder ausgeglichen, so spricht man allgemein von einer Heizung des Neutronensterns, in Gleichung A.1 berücksichtigt durch den Term $\sum_{i=1}^{n} H_i$. Einen Überblick über die gegenwärtig diskutierten Kühlungs- und Heizungsmodelle geben die nachfolgenden Unterabschnitte.