对这个题目比较有兴趣，所以去查阅了下。下面大部分是从参考内容搬运过来的内容，算是给高票答案配点文字：）
中子星刚刚诞生时内部温度很高，可以达到 。在诞生后的一分钟，星体处于特殊的原中子星态（热、对中微子不透明、比普通中子星大）[1]。很快，随着温度的降低，大量的中微子从中子星内部辐射出去并带走了星体的内能，星体在几分钟以后迅速冷却到 以下，使星体达到热平衡状态[2] 。
中子星的冷却过程主要是其核心储存能量的损失过程，主要通过两种渠道：星体内部物质弱相互作用产生的中微子辐射、星体内部的热传导（内部流出到表面的热量所形成的表面光子辐射）。
研究中子星冷却可以归结为解决两个独立的问题：外壳的热结构和高密度核心的热演化（在核心几乎包含星体的所有质量和热容量）[3]。
中子星的冷却大致分为三个阶段（Yakovlev&Pethick 2004）：
(1) 持续时间大约为10年到100年之间的热弛豫阶段。在这个阶段，壳层的热力学状态与核心无关(decoupled)，星体的表面温度直接反映了壳层的热性质，而对于内部温度，我们无法从表面热福射得到其任何信息。
在这个阶段，星体内部的中微子发射率主要来源于中子星内的中微子反应，这些反应与正常恒星演化晚期的过程相似，主要有正负电子对湮灭、等离子体衰变、电子一原子核韧致辐射过程、中子一中子韧致辐射过程、中子一原子核韧致辐射过程等，但是它们的发射率相对核心而言是很小的。
由于现有的热辐射数据都出现在热弛豫阶段以后， 大家在计算中子星冷却曲线时，一般不考虑该过程[4]。 (2) 持续大约 年（也有写 年）的中微子冷却主导阶段。在这个阶段， 中微子的辐射光度远大于表面光子的辐射光度， 星体主要通过内部弱相互作用产生的中微子辐射损失能量，这时候的表面温度依赖于内部温度的变化。
目前已观测到的中子星多数都处于中微子冷却占主导的时期。这也是大家主要研究中子星冷却的时期。中微子为主导的冷却方式可以分为两类，一类是标准模型，另一类是加速冷却模型，其中加速冷却模型的冷却效率是标准模型的 倍左右[2]。
在这个阶段，星体的冷却主要取决于核心区域的中微子发射率。重要的中微子反应都出现在核心，可以分为两类：快中微子发射过程，主要是核子和超子的直接URCA过程[5]；慢中微子发射过程，包括修改的URCA过程、重子轫致辐射过程、或K介子凝聚、夸克物质中微子辐射等过程[3]。这些反应有的只有在达到一定密度时才能发生，有的在任何密度下都可以发生。影响中微子发射率的因素主要有：内部的中微子发射率、中子星物质的热容（前两个因素依赖于中子星的内部组成）、核子超流对中微子发射的影响、超子超流对中微子发射的影响、磁场对中微子发射的影响[3]。
(3) 年龄大于约 年（也有写 年）之后的表面光子冷却主导阶段。在这个阶段， 表面光子的辐射光度大于中微子辐射的光度， 星体主要通过表面的光子辐射损失能量， 这时候内部温度的变化被表面的热性质所主导。
