A unified equation of state of dense matter and neutron star structure
计算了一个同时描述中子星壳和液核的中子星物质状态方程。它基于Skyrme型的有效核相互作用SLy，特别适合于计算非常富中子物质的性质（Chabanat等，1997，1998）。在T=0近似下，并在基态成分的假设下，计算了地壳的结构及其状态方程。壳核相变是一个非常弱的一级相变，相对密度跃变约为1%。假设（最小）n-p-e-mu组成计算液核的EOS。计算了静态中子星的参数，并与现有的中子星观测数据进行了比较。静态中子星的最小和最大质量分别为0.094 M太阳和2.05 M太阳。简要讨论了自转对中子星最小和最大质量的影响。
2001-11-12 astro-ph
Modeling Pressure-Ionization of Hydrogen in the Context of Astrophysics
激光驱动的氢冲击压缩技术的最新发展为在恒星和行星内部特征条件下实验确定其行为打开了大门。新的数据探测了致密氢在压力电离的复杂区域中的状态方程（EOS）。致密天体的结构和演化取决于氢的压力电离是连续发生还是通过分子态和等离子态之间的“等离子体相变"（PPT）发生。新的实验第一次限制了对PPT的预测。我们在这里表明，由Saumon和Chabrier开发的EOS模型可以成功地解释这些数据，我们提出了一个实验，应该提供一个明确的测试预测的氢的PPT。讨论了化学图像在计算天体物理状态方程和模拟压力电离中的有用性。
1999-09-09 astro-ph
Pycnonuclear reactions in dense stellar matter
本文讨论了中子星深壳中密度高达1 e13 g/cc的高度奇异原子核的密核燃烧。作为一个应用，我们考虑了软X射线瞬变中中子星（SXT，一个包含中子星和低质量伴星的致密双星）上物质的致密核燃烧。当物质在新吸积物质的重量下沉入恒星外壳时，燃烧释放的能量足以使恒星升温，并在其核心引发中微子发射。恒星静止状态下的表面热辐射与星核超核物质的状态方程（EOS）密切相关，这为探索该状态方程提供了一种方法。四个定性不同的模型EOS进行了测试，对观测的SXTs。这些结果表明：（1）核子/超子物质中的直接Urca过程;（2）π介子凝聚;（3）K介子凝聚;（4）核子物质中中子的Cooper配对与被禁止的直接Urca过程对大质量中子星中微子发射有不同程度的增强。SXT J1808.4-3658和Cen X-4的低水平热静态发射与模型（4）相矛盾。对SXTs的观测与对冷却孤立中子星的热辐射的观测一样，测试了致密物质的物理性质，但SXTs的数据目前更具决定性。
2005-01-29 astro-ph
Maximum redshift and minimum rotation period of neutron stars
利用静态中子星模型表面红移的上限z_ max，可以高精度地确定具有因果状态方程的中子星（NS）均匀自转周期的下限P_ min。我们得到z_max=0.851，比Lindblom（1984）的上界低5%。然后利用Lasota等（1996）导出的具有真实因果状态方程的中子星模型匀速转动的最大转动频率的经验公式，建立了z_max与P_min之间的近似关系，其中P_min与静态NS的最大质量成正比，M_s^ max。通过这种方式，我们在2%以内重现了Koranda等人（1997）基于大量精确数值计算的精确公式。用最大测量NS质量1.442 M_sun代替M_s^max，我们得到下限P_min = 0.288 ms。
1999-05-05 astro-ph
An Effective Equation of State for Dense Matter with Strangeness
本文提出了一个有效状态方程，它推广了核物质的Lattimer-Swesty方程，适用于包括奇异重子在内的超核密度物质。它包含一个可调的重子势能密度，基于重子-重子相互作用的局部势模型。该方程的性质依赖于核子-核子相互作用的核的性质，而主要依赖于超子-核子和超子-超子相互作用的超核实验数据。利用EoS计算了中子星物质（对中微子透明）和原中子星物质（对中微子不透明）两种天体物理背景下奇异高密度物质的平衡组成和热力学性质。有效EoS再现了在理论微观模型中发现的高密度物质的典型性质。其中，主要的结果是超子出现在两种类型的物质中，大约是核饱和密度的两倍，并且它们的出现显着软化了EoS。在综合参数测量中发现的中子星最大质量范围为1.4-1.7 $M_\odot$。另一个典型的结果是，具有奇异重子的原中子星的最大质量高于演化的中子星（与核物质的情况相反），为“延迟坍缩”情景奠定了基础。
1997-07-08 astro-ph nucl-th
Interplay between kaon condensation and hyperons in highly dense matter
研究了超子与K介子凝聚共存或竞争的可能性，其中超子混合在中子星物质的基态。该公式基于K介子-重子相互作用的有效手征拉格朗日量和非相对论性重子-重子相互作用模型。首先，重新考察了s波K介子凝聚从超声波物质中实现的起始条件。结果表明，通常的连续相变假设在带负电荷的超子的存在下并不总是成立的。其次，讨论了超声波物质中K介子凝聚相的物态方程。在强K介子-重子吸引相互作用的情况下，由于K介子凝聚和超子混合使状态方程大大软化，并在很高的密度下恢复了状态方程的刚度，从而出现了相对于重子数密度的局部能量极小值.这一结果意味着从原子核到中子星的任何尺度上都可能存在具有K介子凝聚的自束缚物体。
2007-02-08 astro-ph nucl-th
Upper Limit Set by Causality on the Rotation and Mass of Uniformly Rotating Relativistic Stars
因果关系本身就足以为相对论性恒星的自转周期设定一个下限，作为它们最大观测质量的函数。也就是说，通过假设一个单参数状态方程满足v_sound < c，并且允许恒星的质量与观测到的最大中子星质量M_sph^max一样大，我们发现P[ms] > 0.282 + 0.196（M_sph^max/M_odot-1.442）。这个极限并没有假设物态方程与普通物质的已知低密度形式一致，但是如果加上这个假设，最小周期就会提高几个百分点。因此，根据因果关系，目前均匀自转恒星的最小周期为0.28毫秒（正常地壳的恒星为0.29毫秒）。最小化EOS产生具有由最大刚性核心支撑的最大软外部的模型。由因果关系对旋转中子星的最大质量设定的类似上限需要低密度匹配，并且该极限取决于匹配密度，即ε_m。我们重新计算它，得到一个稍微修正的值，M_rot^max \sim 6.1（2 * 10^14 g/cm^3 μ_m）^1/2 M_odot。
1996-08-27 astro-ph gr-qc
Low Mass Neutron Stars and the Equation of State of Dense Matter
中子星半径提供了有用的信息，状态方程的中子丰富的物质。特别有趣的是状态方程（EOS）的密度依赖性。例如，在高密度下的状态方程的软化，其中压力上升比预期的慢，可能标志着过渡到一个奇异的阶段。然而，提取EOS的密度依赖性需要测量大范围质量的中子星的半径。一个"正常“的1.4太阳质量的中子星，其中心密度是核物质饱和密度的几倍。相比之下，低质量（0.5太阳质量）的中子星的中心密度接近核物质饱和密度，因此其半径提供了低密度状态方程的信息。不幸的是，低质量恒星很罕见，因为它们可能很难形成。相反，对原子核的核半径的精确测量可能包含类似的信息。事实上，我们发现208 Pb的中子半径和0.5太阳质量的中子星的半径之间存在很强的相关性。因此，这样一颗中子星的半径可以通过测量208 Pb的中子半径来推断。将这个值与一个1.4太阳质量的中子星的测量半径进行比较，应该可以提供迄今为止对状态方程密度依赖性的最强约束。
2002-11-06 astro-ph nucl-ex nucl-th
Vacuum polarization effects in hyperon rich dense matter -- a nonperturbative treatment
利用量子强子动力学（QHD）模型导出了带电中性稠密物质的物态方程。这是在一个非微扰的方式进行，包括重子的量子校正，通过重子-反重子凝聚真空的重新排列。这就产生了相对论性哈特里近似在重子蝌蚪图上求和的结果。标量介子的量子修正也以类似的方式考虑。这导致了超声波物质的状态方程的软化。该方法还允许我们对介质中σ介子质量进行自洽计算。考虑了这种量子修正对电荷中性稠密物质组成的影响。本文还研究了所得到的物态方程对中子星结构的影响。
2000-12-31 astro-ph hep-ph nucl-th
The hadron-quark phase transition in dense matter and neutron stars
我们研究了中子星（NS）内部的强子-夸克相变。我们采用Brueckner-Bethe-Goldstone形式，结合真实的二体力和三体力，以及相对论平均场模型，计算了强子物质的物态方程。对于夸克物质，我们采用MIT袋模型约束袋常数使用的迹象来自最近的实验结果在CERN SPS上获得的夸克-胶子等离子体的形成。我们发现有必要引入一个依赖于密度的袋参数，以及相应的相容的数学形式。我们计算的结构NS内部的EOS包括两个阶段，我们发现，NS的最大质量落在一个相对较窄的间隔，$1.4 M_\odot \leq M_{\rm max} \leq 1.7 M_\odot$。在近似对称的核物质中，最大质量的精确值与假设的跃迁点处的能量密度值只有微弱的相关性。
2002-06-04 astro-ph nucl-th
Cold uniform matter and neutron stars in the quark-mesons-coupling model
最近从夸克-介子耦合（QMC）模型导出了一个新的密度相关的重子-重子有效相互作用，并在有限核和重子物质中得到了令人印象深刻的结果。这种自洽的相对论性夸克能级方法被用来构造物态方程（EoS），并计算高密度物质和冷的、缓慢旋转的中子星的关键性质。结果包括中子星模型的最大质量的预测，连同相应的半径和中心密度，以及质量为1.4阶$M_\odot$的中子星的性质。探索了QMC EoS允许的冷却机制，并研究了与慢旋转相关的参数，即转动惯量和旋转周期。的计算结果，这被发现是在良好的协议与现有的观测数据，比较与更传统的EoS的预测。QMC EoS提供了最大质量为1.9- 2.1 M $_\odot$的冷中子星模型，中心密度小于核饱和密度（$n_{0}= 0.16 {\rm fm}^{-3}$）的6倍，并提供了对该密度极限的恒星质量的一致描述。与其他模型相比，QMC预测在低于$3n_0$的密度下，对于处于$β$ -平衡的物质，超子没有贡献。在更高的密度下，存在$Ξ^{-,0}$和$Λ$超子。
2006-11-09 astro-ph nucl-th
Dynamics and neutrino signal of black hole formation in non-rotating failed supernovae. I. EOS dependence
本文研究了一颗质量为40 M太阳的非自转大质量恒星的引力坍缩过程中的黑洞形成和中微子信号。采用两组不同的致密物质的现实状态方程，对球对称下的广义相对论中微子辐射流体力学进行了数值模拟。通过比较核的反弹、激波的传播、初生原中子星的演化以及由此产生的再坍缩为黑洞的过程，揭示了物态方程的影响。我们还探讨了状态方程对黑洞形成过程中中微子发射的影响。我们发现，新生的原中子星，其质量增加迅速，由于强烈的吸积，收缩的速度是不同的依赖于状态方程和由此产生的密度和温度的轮廓显着不同。当原中子星超过其最大质量时，黑洞的形成发生在反弹后0.6-1.3秒，这是由EOS决定的。我们发现，由于温度的快速升高，中微子的平均能量在反弹后增加，但速度取决于状态方程。根据再坍缩时间的不同，从中微子发射到黑洞形成的持续时间也不同。中微子特征的这些特征与那些成功的核心坍缩超新星中的普通原中子星的特征是不同的。我们讨论了未来从黑洞形成坍缩中探测中微子将有助于揭示黑洞的形成，并限制在高密度和温度下的状态方程。
2007-06-26 astro-ph hep-ph nucl-th
High Density Behaviour of Nuclear Symmetry Energy and High Energy Heavy-Ion Collisions
高能重离子碰撞被认为是获得核对称能高密度（{ \rm HD}）行为信息的一种新方法。在一个基于唯象状态方程（{ \rm EOS}）的强子输运模型中，讨论了高能重离子碰撞中形成的HD核物质的同位旋不对称性主要取决于核对称能的HD行为.几种敏感探针的实验特征，即，研究了$π^-$与$π^+$的比值、横向集体流及其激发函数和中子-质子差流。一个可能的同位旋分离不稳定性在致密的富含中子的物质的前兆预计出现的局部极小值的横向流参数的激发函数的中子和质子以上的π生产阈值。由于它的{ \it定性}性质不同于其他{ \it定量}观测值，这种前体可以用作核{ \rm EOS}的同位旋依赖性的独特特征。这些观测值的测量将提供第一个地球上的数据，以严格限制核对称能量的HD行为，从而也{ \rm EOS}的密集的富中子物质。本文还讨论了这些发现对中子星研究的意义。
2002-06-22 astro-ph nucl-ex nucl-th
Neutron Fraction and Neutrino Mean Free Path Predictions in Relativistic Mean Field Models
利用有效场论（ERMF）激发的相对论平均场模型，研究了中子星中致密物质的物态方程和中微子平均自由程。结果发现，模型预测太大的质子分数，虽然模型（G2）预测一个可接受的EOS。这是由等矢量项引起的。除G2外，其他两个模型均预测了NMFP的异常。为了使异常最小化，除了可接受的EOS之外，大的M* 是有利的。具有大M* 的模型即使对于小的中子分数也保留了NMFP中的规律性。
2004-11-10 astro-ph hep-ph nucl-th
