具有全局和局部电中性的中子星热演化

最近引入了全局电中性中子星，其源自所谓的 Einstein-Maxwell-Thomas-Fermi 方程的解，该方程考虑了所有基本相互作用。这些构型比传统 Tolman-Oppenheimer-Volkoff 方程（强加局部电荷中性条件）获得的构型具有更一般的特征。所得构型具有质量更小且更薄的地壳，从而导致新的质量 - 半径关系。中子星这种新结构在热演化上的特征可能是检验该理论的潜在手段。根据该理论，针对具有不同质量和尺寸地壳的全局电中性中子星，我们在广义相对论框架下通过数值积分能量平衡和输运方程来计算冷却曲线，并考虑了不同的核 - 壳过渡界面。我们将我们的研究与已知的局部电荷中性结果进行了对比。我们发现弛豫时间表现出一种新行为，取决于地壳底部的密度 $\rho_{\rm crust}$。特别是，我们发现弛豫时间随地壳厚度增加的传统规律仅适用于地壳底部密度大于 $\approx 5\times 10^{13}$ g cm$^{-3}$ 的构型。其原因在于，地壳极薄或缺失内地壳的中子星地壳阻塞了某些中微子发射过程，从而使地壳在更长时间内保持较高温度。因此，对中子星热弛豫阶段的精确观测可能提供关于核 - 壳过渡的关键信息，有助于我们探测这些天体的内部组成/结构。