न्यूट्रॉन सितारों में बहुत छोटी ऊष्मा क्षमता होती है। ऐसा इसलिए है क्योंकि वे बड़े पैमाने पर पतित fermions से मिलकर बनता है और गर्मी की क्षमता को और अधिक दबा दिया जाता है, यदि अपेक्षित रूप से, उन fermions एक अतिसुविधाजनक स्थिति में हैं।
इसके (कम से कम) दो परिणाम हैं:
(ए) वे बहुत तेजी से शांत हो जाते हैं - न्युट्रीनो उत्सर्जन प्रक्रियाएं पहले में बहुत प्रभावी होती हैं 105 साल या तो न्यूट्रॉन स्टार के जीवन में, अपने आंतरिक तापमान को कुछ कम करने के लिए 107 K और सतह का तापमान <106 के। उसके बाद, प्रमुख शीतलन प्रक्रिया फोटोन सतह से उत्सर्जित होती है (αटी4) और न्यूट्रॉन तारे तेजी से देखने के बाद फीके पड़ जाते हैं।
(b) हालाँकि, कम ऊष्मा क्षमता का अर्थ यह भी है कि यदि आपके पास ऊर्जा को जोड़ने का कोई तरीका है, तो न्यूट्रॉन तारे को गर्म रखना आसान है - जैसे कि घर्षण द्वारा घूर्णन का चिपचिपा विघटन, अंतरालीय माध्यम से अभिवृद्धि या ओमी ताप द्वारा चुंबकीय क्षेत्र।
कोई भी पृथक न्यूट्रॉन स्टार सतहों को तापमान से बहुत नीचे मापा नहीं गया है 106K - अर्थात सभी देखे गए पृथक न्यूट्रॉन सितारे कम उम्र में हैं। याकोवलेव और पेथिक (2004) की धारा 5.7 में स्थिति को संक्षेप में प्रस्तुत किया गया है । बिना किसी पूर्वाभ्यास के, एक न्यूट्रॉन स्टार केवल एक अरब वर्षों में 100K तक पहुंच जाएगा - यह पहले से ही पूरी तरह से अदृश्य है। पुराने न्यूट्रॉन सितारों के लिए रीहिटिंग तंत्र को कुछ भूमिका निभानी चाहिए , लेकिन याकॉवलेव और पेथिक राज्य के रूप में: "दुर्भाग्य से, ऐसे तारों के थर्मल राज्यों पर कोई विश्वसनीय अवलोकन डेटा उपलब्ध नहीं है"। अंत में, किसी को वास्तव में पता नहीं है कि दीर्घकालिक क्या है (>106 वर्ष) न्यूट्रॉन सितारों का भाग्य उनके तापमान के संदर्भ में है।
स्पिन और चुंबकीय क्षेत्र के संबंध में स्थिति अधिक सुरक्षित है। अलग - अलग न्यूट्रॉन स्टार को स्पिन करने या अपने चुंबकीय क्षेत्र को पुन: उत्पन्न करने के लिए समान तंत्र उपलब्ध नहीं हैं । दोनों को समय के साथ क्षय होने की उम्मीद है और वास्तव में स्पिन-डाउन दर और चुंबकीय क्षेत्र की ताकत अंतर से जुड़ी हुई है, क्योंकि स्पिन-डाउन तंत्र चुंबकीय द्विध्रुवीय विकिरण का उत्सर्जन है। चुंबकीय क्षेत्र धाराओं की पीढ़ी के माध्यम से घटता है जो तब ऑयली डिसिपेट (गर्मी का स्रोत प्रदान करता है) या शायद हॉल के प्रभाव से उत्पन्न धाराओं या एंबिपोलर डिफ्यूजन के माध्यम से अधिक तेजी से होता है।
शुद्ध चुंबकीय द्विध्रुवीय विकिरण के लिए, एक भविष्यवाणी करता है Ω˙αΩ3। के लिए विशिष्ट सतह चुंबकीय क्षेत्र की ताकत108टी, पल्सर कुछ सेकंड में लगभग एक मिलियन वर्षों से कम समय तक घूमता है, जिस बिंदु पर "पल्सर गतिविधि" बंद हो जाती है और हम उन्हें और अधिक नहीं देख सकते हैं, जब तक कि वे बाइनरी सिस्टम में नहीं होते हैं और क्रम में द्रव्यमान में होते हैं उन्हें फिर से पालने के लिए। दुर्भाग्य से, यह बताने के लिए बहुत कम अवलोकन संबंधी प्रमाण हैं कि कैसे तेजी से चुंबकीय क्षेत्र क्षय होता है (क्योंकि हम पुराने, पृथक न्यूट्रॉन सितारों को नहीं देखते हैं!)। बी-फील्ड का क्षय बहुत तेज नहीं हो सकता है , निश्चित रूप से समयसीमा इससे अधिक लंबी है105वर्षों। बी-फील्ड क्षय समयसीमा के सैद्धांतिक अनुमान अरबों वर्षों की तरह अधिक हैं। यदि यह सिद्धांत सही है, तो पल्सर तंत्र के बंद होने के बाद भी न्यूट्रॉन तारे बहुत तेज़ी से नीचे घूमते रहेंगे।