* 形成直後： 新しく形成された中性子星は、驚くべき 10^11〜10^12ケルビン（摂氏1,000億から1兆度）に到達することができます。 。この極端な暑さは、中性子星を生み出し、膨大な量のエネルギーを放出する膨大な重力崩壊によるものです。
* 時間の経過とともに冷却： 中性子の星は、さまざまなメカニズムを通じて時間の経過とともに冷却されます：
* ニュートリノ放射： これは、ニュートリノが星のコアから放出される初期段階の主要な冷却プロセスです。
* ブラックボディ放射： 星が冷えると、光子を熱放射として放出します。
* 超流動性： 特定の温度では、星の中性子と陽子は、熱伝達特性に影響を与える超伝導と超流動性になる可能性があります。
* 表面温度： 最終的に、中性子星の表面温度は、より安定した範囲の 10^5〜10^6ケルビン（摂氏100,000〜100万度）に達します 。
重要なメモ：
*これは単純化された説明です。中性子星内の実際の温度分布は複雑で、年齢、磁場、回転速度などの要因に依存します。
*非常に高い温度により、中性子星の温度を直接測定することは不可能です。天文学者は、その放射線の観察からこれらの温度を推測します。
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