Constraints on the mass and radius of neutron stars from X-ray observations
本文简要介绍了利用X射线测量中子星质量和半径的方法。中子星的质量和半径可以通过低质量X射线双星的光球半径膨胀爆发、吸积X射线双星的X射线脉冲轮廓模拟、低质量X射线双星的引力红移测量和静止低质量X射线双星的热X射线谱拟合来确定。
2015-12-22 astro-ph.HE
Using observations of millisecond pulsars to measure mass and radius of neutron stars and implications for equation of state of matter at high density
毫秒恒星是快速旋转的中子星，其中广义相对论在光从中子星到观测者的传播中起着重要作用。观测到的X射线脉冲形状携带了中子星的质量、半径和表面形状的信息。脉冲形状的理论计算与观测脉冲形状的比较可以给出对中子星性质的有用约束。然后与给出假设状态方程的计算性质进行比较，可以确认或排除假设状态方程。
2010-03-26 astro-ph.HE
Constraining a relativistic mean field model using neutron star mass-radius measurements II: Hyperonic models
该研究基于场论方法比较含超子与不含超子的中子星EOS推断模型，发现未来X射线计时望远镜模拟数据可通过贝叶斯因子识别超子，但仅有六组测量且误差为2%时仍难约束模型参数。
2025-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Mass and radius estimation for the neutron star in X-ray burster 4U 1820-30
本文提出了一种测定热核X射线爆发源中子星质量和半径的新方法。为了说明这种方法，我们将其应用于由Rossi X射线定时探测器记录的来自源4U 1820 - 30的爆发。将观测到的X射线光谱与康普顿化模型大气网格拟合，得到了中子星的质量和半径估计值，分别为M = 1.3 \pm 0.6 M_sol和R = 11 ^+3_-2 km。
2011-05-08 astro-ph.HE
The effect of accretion on the measurement of neutron star mass and radius in the low-mass X-ray binary 4U 1608-52
低质量X射线双星的热核（I型）X射线爆发的光谱测量已被用来测量中子星（NS）的质量和半径。一些系统性问题影响到这种测量，并引起了对方法稳健性的关切。本文分析了4U 1608-52在不同持续通量下观测到的爆发的X射线发射。我们发现一个强烈的依赖性的爆发属性的流量和光谱硬度的持续发射爆发前。爆发期间发生的低吸积率（硬）状态表现出一致的NS大气模型的理论预测的黑体归一化的演变。然而，爆发期间发生的高吸积率（软）状态显示大致恒定的归一化，这是不一致的NS大气模型，因此这些突发不能很容易地用来确定NS参数。我们分析了硬态爆发，将4U 1608-52中中子星半径的下限定为13 km（对于质量为1.2-2.4 M的$_\odot$）。最好的协议与理论的NS质量半径的关系，实现了源的距离在3.1-3.7千秒差距。我们预计，如果使用包括快速旋转在内的光谱模型，半径限制将降低10%。
2014-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the minimum radius of very massive neutron stars
NICER和钱德拉天文台在PSR J 1614 -2230和PSR J 0740 +6620中建立大质量中子星半径的前景，有可能将物质的状态方程（EoS）限制到远远超过质量为$\sim 1.4\,{\rm M}_{\odot}$的典型恒星的密度。在这项工作中，我们调查的半径之间的关系非常大质量的中子星的最大质量，$M_{\rm max}$，由致密物质EoS支持。将强子物质模型的结果与包含一阶强子到夸克相变的模型的结果进行对比。我们发现，$M_{\rm max}$的下限与大质量夸克半径的上限，用于排除太软的夸克物质，和$M_{\rm max}$的上限与大质量夸克半径的下限强烈不利于过渡到太硬的夸克物质出现在低密度。从未来的引力波事件的吸入双星的半径推断所发挥的补充作用也简要讨论。
2020-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The radius of the quiescent neutron star in the globular cluster M13
静态低质量中子星X射线双星的X射线谱可以用大气模型拟合，以约束质量和半径。质量半径约束可以用来限制稠密物质的状态方程。利用ROSAT、Chandra和XMM-Newton的数据对球状星团M13中一颗静止中子星的X射线光谱进行拟合，并对质量-半径关系进行约束。假设大气层由氢和1.4 ${\rm M}_{\odot}$的中子星组成，我们发现半径为$R_{\rm NS}=12.2^{+1.5}_{-1.1}$ km，与之前的测量相比，精度有了显着提高。排除到M13的距离的不确定性稍微放松了半径限制，我们发现$R_{\rm NS}=12.3^{+1.9}_{-1.7}$ km（对于具有氢大气的1.4 ${\rm M}_{\odot}$中子星），与以前的测量相比，这仍然是精度的提高，其中一些测量没有考虑距离的不确定性。我们还讨论了大气的组成如何影响导出的半径，发现氦大气意味着一个显着更大的半径。
2018-02-28 astro-ph.HE
Neutron star properties and the equation of state for its core
对于核壳用同一核模型描述的中子星物质，目前还没有统一的状态方程。然而，使用非统一的状态方程并在地壳和地核之间进行简化的匹配，已被证明会在半径确定中引入不确定性，其可能大于下一代X射线卫星的预期精度。我们的目标是消除中子星半径和质量对地壳详细模型和壳核匹配过程的依赖性。本文通过求解中子星壳流体静力平衡近似方程，得到了一个精确的半径公式，它只依赖于核质量和半径，以及核壳界面和壳表面的重子化学势。对于一个完全增生的地壳，我们还需要每一个增生核子的深部地壳总加热值。对于典型的中子星质量，近似方法可以确定中子星半径，误差约为0.1%（约10 m，相当于地壳厚度的1%误差）。这种形式适用于具有催化壳或完全吸积壳的中子星。两个模型之间中子星半径的差异与由于深部地壳加热而释放的总能量成正比。对于描述中子星核心的致密物质的给定模型，中子星的半径可以独立于地壳模型而精确地确定，其精度比下一代X射线卫星预期的约5%要好得多。这样就可以避免使用地壳和地核的非统一状态方程时可能出现的半径不确定性问题。
2016-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Effects of Spot Size on Neutron-Star Radius Measurements from Pulse Profiles
本文计算了中等旋转中子星的光斑尺寸对脉冲轮廓的影响。具体来说，我们量化的偏见引入半径测量的共同假设，斑点是无穷小。我们发现，这一假设是合理的光斑小于10 $^\circ$ -18 $^\circ$，并导致误差是$\le$ 10%的半径测量，取决于光斑的位置和倾斜的观察者。我们认为，我们的研究结果的影响中子星半径测量与即将到来的和计划的X射线任务NICER和LOFT。我们计算出预期的斑点大小为不同类别的来源和调查的情况下，一个小斑点的假设是合理的。
2015-09-09 astro-ph.HE
The mass and the radius of the neutron star in the transient low mass X-ray binary SAX J1748.9-2021
本文利用SAXJ1748.9 -2021的时间分辨光谱资料，对双星系统中的中子星的质量和半径进行了推测。利用RXTE观测到的四个X射线爆发，我们可以测量出中子星表面的角尺寸和爱丁顿极限。结合对球状星团NGC 6440的距离测量，我们得到了中子星半径和质量的两个解，R = 8.18 ± 1.62 km，M = 1.78 ± 0.3 M_（\sun）或R = 10.93 ± 2.09 km，M = 1.33 ± 0.33 M_（\sun）。
2013-01-04 astro-ph.HE
Universal Relations for the Increase in the Mass and Radius of a Rotating Neutron Star
自转导致中子星的质量和赤道半径增加。质量和半径敏感地依赖于冷的致密物质的未知状态方程（EOS）。然而，由于旋转引起的质量和半径的增加几乎与EOS无关。物态方程的独立性引出了中子星普适性的概念。本文计算了中心密度为常数的旋转中子星序列。我们使用一组随机生成的状态方程，构造简单的修正因子，对非旋转中子星的流体静力平衡方程计算出的质量和半径进行修正。修正因子仅取决于非自转恒星的质量和半径，几乎与状态方程无关。这使得在EOS推理代码中包含旋转中子星的观测在计算上是便宜的。我们还构建了一个映射从测量的质量和半径的旋转中子星到相应的非旋转的恒星。如果测量许多不同自旋的中子星的质量和半径，这种映射就有可能构造出零自旋质量-半径曲线。我们表明，在极地和赤道半径的变化是对称的，在极地半径收缩的速度相同，赤道半径的增长。这种对称性与赤道紧致度（质量与半径之比）在一个等密度序列上几乎是常数的观察有关。
2022-08-08 astro-ph.HE gr-qc
Neutron Stars Mass-Radius relationship and Electromagnetic follow-up of Kilonovae
当两颗中子星相撞时，喷出物产物的放射性衰变会产生多波段电磁辐射，称为Kilonova（KN）。在这篇文章中，我们讨论了致密物质的状态方程如何影响KN喷出物的质量和速度，从而影响其光变曲线。使用这些信息编码在恒星质量半径的关系，我们阐述了如何在光子通道的未来实验观测，除了互补的多信使探测器，可以提供一个新的和更详细的了解状态方程的核物质。
2021-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Equation of State Independent Determination on the Radius of a 1.4 $M_{\odot}$ Neutron Star Using Mass-Radius Measurements
本文提出一种少依赖EOS的数据驱动框架，利用NICER对J0030和J0437的质量-半径测量统计推断$R_{1.4}$，结果与多类约束一致，并通过模拟验证其恢复能力。
2025-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Constraining a relativistic mean field model using neutron star mass-radius measurements I: Nucleonic models
本文基于场论微观核子EOS模型，利用NICER和引力波观测约束对称核物质EOS，并探讨未来X射线望远镜对EOS和核对称能的强约束潜力。
2024-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Formation scenarios and mass-radius relation for neutron stars
中子星壳是由低质量X射线双星（LMXB）中的伴星吸积物质形成的，其状态方程比催化物质的状态方程更严格。因此，在给定的中子星质量M下，具有吸积壳的恒星的半径比通常认为的由催化物质构成的恒星的半径大DR（M）。本文采用可压缩的核液滴模型，在单组分等离子体近似下，计算了LMXB中X射线爆发灰烬不同核成分对应的EOS。这些EOS然后应用于研究不同的形成方案上的中子星的质量半径关系的效果。假设中子星的液核采用Douchin & Haensel（2001）导出的SLy状态方程，我们发现在M=1.4 M_sun时，具有吸积壳的恒星比具有催化物质壳的恒星半径大100 m以上。利用地壳质量相对于M的微小性，我们推导出一个公式，该公式将DR（M）与地壳EOS的差异联系起来。这个非常精确的公式也给出了DR对由催化物质构成的参考星的M和R的解析依赖关系。该公式适用于液核的任何物态方程。中子星的自转使DR（M）变大。我们导出了一个近似但非常精确的公式，给出了赤道半径差DR_eq（M）作为恒星自转频率的函数。
2011-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Tidal deformability from GW170817 as a direct probe of the neutron star radius
来自两颗中子星合并的引力波最近首次被LIGO-Virgo合作探测到，编号为GW 170817。这一发现为两颗中子星的有效潮汐变形能力设定了上限，并严格限制了系统的啁啾质量。我们在这里报告了当啁啾质量指定时，双星有效潮汐变形性中出现的新简化。我们发现，在这种情况下，有效的潮汐变形的二是令人惊讶的独立的组件质量的单个中子星，而不是主要取决于啁啾质量的比值的中子星半径。因此，测量有效潮汐变形能力可以用来直接测量中子星半径。我们发现，从GW 170817的有效潮汐变形的上限意味着半径不能大于~ 13公里，在90%的水平，独立于假设的质量的组成星。这一结果可普遍应用于探测任何具有啁啾质量的中子星-中子星合并中的恒星半径。对于中子星-黑洞合并，近似的质量无关性消失。最后，我们讨论了一个贝叶斯推断的状态方程，使用测得的啁啾质量和潮汐变形从GW 170817结合核和天体物理先验，并讨论可能的统计偏差在这种推断。
2018-03-20 astro-ph.HE
Uncertainty limits on neutron star radius measurements with gravitational waves
即将到来的观测活动与改进的探测器将产生大量的引力波检测从中子星双螺旋。罕见的响亮的信号与众多的中等强度的信号一起承诺严格限制中子星物质的性质，与投影半径的统计不确定性$50-200$ m与${\cal{O}}(2000)$源。鉴于这种精度，我们重新审视所有的分析假设，并确定系统误差的来源，量化它们对半径提取的影响，并讨论它们的相对重要性和减轻它们的方法。
2022-04-14 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Mass and radius relations of quarkyonic stars using an excluded volume model
受同位旋对称夸克物质的排斥体积模型的启发，我们构造了一个电荷中性夸克相的“排斥体积”模型，其强子扇区仅包含中子。我们把这个模型称为夸克中子物质。我们计算了这个模型的状态方程，并求解了Tolman-Oppenhermer-Schmidoff方程，得到了与中子星相关的质量和半径关系。从对称夸克物质到夸克中子物质的模型的最直接的扩展不满足中子星测量的质量半径约束。然而，我们表明，通过将适当的核相互作用的排除体积模型，可以产生质量-半径的关系，位于从引力波的二进制中子星合并和最大质量测量的中子星的约束。
2021-08-30 astro-ph.HE nucl-th
Mass/Radius Constraints on the Quiescent Neutron Star in M13 Using Hydrogen and Helium Atmospheres
低质量X射线双星中中子星（NS）的质量和半径可以通过拟合NS在静止时的X射线谱得到，质量和半径制约着NS核中致密物质的性质。光谱拟合的一个关键因素是NS大气的组成：在大多数先前的工作中假设氢大气，但如果供体星是氦白矮星，氦大气也是可能的。在这里，我们进行光谱拟合XMM，钱德拉，和ROSAT数据的一个静态NS在球状星团M13。该NS具有从先前光谱拟合推断的最小半径。假设大气层由氢组成，我们发现一个显着更大的半径，更符合其他静态NS。在氦气氛中（同样可以接受的拟合），我们发现半径值甚至更大。
2013-01-16 astro-ph.HE
Precision of mass and radius determination for neutron star using the ATHENA mission
在本文中，我们表明，计划于2031年发射的ATHENA任务的X射线光谱观测可以约束超致密物质的状态方程。我们使用我们的良好约束的连续拟合方法的质量和半径的中子星的测定。用大气程序ATM 24计算了一颗中子星的辐射模型谱。在下一步中，使用卫星校准文件，将这些模型拟合到为ATHENA的WFI探测器计算的中子星的模拟光谱。为了模拟光谱，我们假设了三个不同的有效温度值，表面引力和引力红移。这三种情况与三种不同的中子星质量和半径有关。这种分析使我们能够证明我们的方法的精度，并证明需要一个快速检测器船上的ATHENA。计算了一个大网格的理论光谱与各种参数和太阳的氢-氦-铁组成的比例。将这些光谱与模拟光谱拟合，以估计质量和半径测定的精密度。在每种情况下，我们都获得了非常精确的质量和半径值，质量误差在3- 10%范围内，半径误差在2- 8%范围内，置信误差在1-sigma范围内。我们在这里表明，与ATHENA WFI探测器，这样的测定可以用来约束超致密中子星物质的状态方程。
2019-12-03 astro-ph.HE
Rotational Corrections to Neutron-Star Radius Measurements from Thermal Spectra
在Hartle-Thorne近似下，计算了中等速率自旋中子星热谱中的转动展宽。这些计算准确地解释了二阶多普勒增强效应以及中子星的扁圆形状和四极矩。我们发现，拟合的光谱和推断的辐射热通量的假设下，恒星不旋转导致低估推断的通量，因此，半径。校正取决于恒星的自转、半径和观测者的倾角。对于一个10 km的中子星，旋转速度为600 Hz，旋转修正的流量为~1- 4%，而对于一个15 km的中子星，具有相同的旋转周期，修正范围从2%的极上源的12%的边缘上的源。我们计算的倾角平均修正推断的半径作为中子星半径和质量的函数，并提供了一个经验公式的校正。对于实际的中子星参数（1.4 M $_\odot$，12 km，600 Hz），恒星半径比假设恒星不旋转时推断的半径大4%。
2014-07-11 astro-ph.HE gr-qc
Constraints on the Symmetry Energy Using the Mass-Radius Relation of Neutron Stars
核对称能与核天体物理有着密切的联系。这篇文章着重于从实验上估计对称能以及它与中子星结构的关系。最重要的联系是中子星的半径和中子星物质在核饱和密度$n_s$附近的压力之间的联系。该压力基本上由核对称能量参数$S_v$和$L$控制，它们是$n_s$周围对称能量的泰勒展开式的前两个系数。我们讨论这些参数的约束，可以从核实验中找到。我们证明，这些约束在很大程度上是模型无关的定性推导出一个简单的核模型。我们还总结了最近的纯中子物质的理论研究可以加强这些约束。迄今为止，人们已经尝试了几种不同的天体物理学测量中子星半径的方法。注意力集中在光球半径膨胀爆发和静态低质量X射线双星的热辐射。虽然目前这些观测都不能确定单个中子星的半径，精确度超过20%，但观测结果可以与贝叶斯技术一起使用，以有效地将它们约束到更高的精度。这些技术反演结构方程并获得中子星物质压力-密度关系的估计，不仅在$n_s$附近，而且高达中子星内部发现的最高密度。我们得到的中子星半径的估计值与核实验和理论的预言是一致的。
2014-03-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Combining Electromagnetic and Gravitational-Wave Constraints on Neutron-Star Masses and Radii
我们执行联合贝叶斯推断的中子星质量和半径的约束条件的基础上GW 170817，静态低质量X射线双星（QLMXB），光球半径膨胀X射线爆发（PRE），和X射线定时观测J 0030 +0451的观测。使用该数据集，先验分布的形式仍然对后质量-半径（MR）曲线和状态方程（EOS）有影响，但这种影响小于最近单独考虑QLMXB时获得的影响。我们分析了电磁数据的一致性，包括“内在散射”的不确定性的贡献，并发现只有轻微的扩大后验。这表明，引力波和电磁观测的中子星结构提供了一个一致的图片的中子星质量半径曲线和状态方程。
2020-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Constraining the Neutron Star Mass-Radius Relation and Dense Matter Equation of State with NICER. II. Emission from Hot Spots on a Rapidly Rotating Neutron Star
描述了快速旋转中子星的表面辐射模型，并将其应用于中子星内部成分探测器的毫秒级中子星X射线数据，对中子星质量-半径关系和稠密物质状态方程进行了统计约束。为了确保相关的计算是准确和精确的，我们进行了广泛的验证测试，我们的数值代码之间的Schwarzschild +多普勒和扁圆形Schwarzschild近似，并比较这两个近似精确的数值计算。我们发现代码输出之间的极好的一致性，以及与一组分析和半分析计算的比较，结合它们的速度，表明代码非常适合大规模统计抽样应用。一套经过验证的高精度参考合成脉冲轮廓提供给社区，以方便测试其他独立开发的代码。
2019-12-12 astro-ph.HE
A New Bayesian Framework with Mass-Radius-Space Priors to Constrain the Neutron Star Equation of State
Stony Brook University（石溪大学）；University of Washington（华盛顿大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
本文提出了一种基于自然先验的新型贝叶斯框架，通过直接参数化质量-半径空间来推断中子星方程 of 状态，提高了计算效率并减少了对先验选择的依赖。
2026-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Neutron Star Mass-Radius Relation and the Equation of State of Dense Matter
稠密物质的物态方程是核物理学长期追求的目标。中子星是恒星演化的超致密残余物，状态方程产生了独特的质量与半径（M-R）关系。在这项工作中，我们确定的中子星质量半径的关系，并根据最近的观测都瞬态吸积和爆发源，我们表明，半径为1.4太阳质量的中子星位于10.4和12.9公里之间，独立的假设的组成核心。我们表明，第一次，这些约束仍然有效，从我们的样本中删除的最极端的瞬态源或整个组的爆发源;我们的约束也适用，即使存在于中子星核心的非限定夸克物质。我们的结果显着约束致密物质状态方程，而且，一致的约束从重离子碰撞和中子物质的理论研究。我们预测一个相对较弱的依赖性的对称性能量的密度和一个值的中子皮厚度的铅，这是小于0.20微米，结果是可测试的在即将到来的实验。
2012-05-31 astro-ph.HE nucl-th
Constraints on the Mass and Radius of the Neutron Star XTE J1807-294
通过脉冲形状模拟分析研究了吸积毫秒脉冲星XTE J1807-294。该模型包括黑体和康普顿辐射从一个可见的热点，并利用扁史瓦西近似的光线跟踪。我们包括一个散射光的贡献，占通量散射赤道吸积盘的观察者，包括时间延迟的散射光。我们给出了XTE J1807-294的质量和半径限值，并与先前使用类似方法确定的SAX J1808-3658和XTE J1814-334的限值进行了比较。由此产生的质量-半径曲线的允许区域很小，但与质量在1到2.5个太阳质量之间的质量-半径关系一致，半径几乎恒定（约12公里）。
2011-11-21 astro-ph.HE
Frequency drifts in FRBs due to radius-to-frequency mapping in magnetospheres of neutron stars
我们解释最近观察到的高到低的频率漂移功能的重复FRB的光谱急剧变化的等离子体性质的证据，在发射区，大概是中子星磁层。这些漂移是FRB类似于射电星和太阳III型射电爆发的半径到频率映射（但不是在特定的发射机制的意义上）。$\sim 100$ MHz ms $^{-1}$在$\sim$ GHz频率下的漂移率转化为$\sim {c ω}/{\dotω} \sim$ few $\times 10^8$ cm的物理大小，与中子星磁层中FRB起源的假设相匹配。我们认为，重联事件的结果产生向上传播的等离子体束，产生无线电发射的频率相关的本地磁场和等离子体密度的下降。
2019-08-19 astro-ph.HE
Measuring Masses and Radii of Neutron Stars in Low-Mass X-ray Binaries: Effects of Atmospheric Composition and Touchdown Radius
方法.我们使用蒙特卡罗（MC）采样和贝叶斯分析找到光球成分和着陆半径的影响。我们将这两种方法应用于显示PRE XRB的六个LMXB。在这两种方法中，我们求解了爱丁顿通量方程和表观角面积方程，这两个方程都包含了修正项。对于MC采样，我们已经开发了一种迭代方法，以更有效地解决这两个方程。结果我们确认，光球组成和着陆半径的影响是相似的质量和半径的统计和分析估计，即使当考虑到校正项。此外，在所有的六个来源，我们发现，一个H-穷人光球和一个大的着陆半径是统计上的青睐，无论统计方法。我们的贝氏分析也暗示著，当光球层的氢含量较低时，著陆可能发生在离中子星表面较远的地方。这种相关性可以用爱丁顿通量方程定性地理解。我们提出了一个物理解释的光球组成和着陆半径之间的这种相关性。我们的结果表明，当考虑到光球成分和着陆半径的不确定性时，这6个LMXB中的中子星最有可能的半径小于12.5 km，这与根据引力波信号测量的潮汐变形度确定的中子星半径的界限相似。
2021-04-01 astro-ph.HE
The cooling, mass and radius of the neutron star in EXO 0748-676 in quiescence with XMM-Newton
本文分析了中子星低质量X射线双星EXO 0748 $-$ 676在静止期的四次XMM-牛顿观测。我们适合吸收中子星大气模型的光谱，而不需要一个高能量（幂律）的组件，95%的置信度的幂律贡献小于1%的总通量的源在$0.5-10.0$千电子伏。拟合显示出显着的残差在0.5千电子伏左右，这可以解释为无论是热气体成分周围的中子星或适度广泛的发射线从残留的吸积盘。中子星的温度与之前的观测结果相比已经显著降低，从124 eV降至105 eV，冷却曲线符合指数衰减加上常数或（破）幂律。如果我们将拟合扩展到最低可能的能量，那么最佳拟合的中子星质量和半径可以得到更好的约束。对于7.1千秒差距的假设距离，如果我们在$0.3-10$ keV范围内拟合光谱，则最佳拟合的中子星质量和半径为$2.00_{-0.24}^{+0.07}~M_\odot$和$11.3_{-1.0}^{+1.3}$ km，但如果我们将拟合限制在$0.5-10$ keV范围内，则为$1.50_{-1.0}^{+0.4}~M_\odot$和$12.2_{-3.6}^{+0.8}$ km。最后，我们讨论了假设的距离上的最佳拟合的中子星的质量和半径的源的效果。由于推导出的质量和半径的系统不确定性取决于距离比统计误差大得多，这将是不诚实的表面价值，这些结果。
2017-06-15 astro-ph.HE
Neutron star mass-radius constraints using the high-frequency QPOs of GRB 200415A
本文通过将GRB 200415A磁星巨耀发中观测到的高频QPOs识别为地壳扭转振荡泛音，并结合地面核物质实验约束，反向限定了该中子星的质量和半径。
2023-06-20 astro-ph.HE nucl-th
The inner disk radius in the propeller phase and accretion-propeller transition of neutron stars
研究了具有光学厚、几何薄吸积盘的磁化中子星产生稳定螺旋桨效应的临界条件。我们已经表明，通过简单的分析计算，一个稳定状态的螺旋桨机制不能维持在一个内部磁盘半径的粘性和磁应力平衡。通过使这些应力相等计算出的半径通常被发现接近于传统的球形吸积的阿尔芬半径r_A。我们的研究结果表明：（1）稳定的螺旋桨相位可以用最大内部盘半径建立，该最大内部盘半径至少比r_A小\sim 15倍，这取决于盘的质量流率、旋转周期和恒星的磁偶极子场的强度，（2）对应于吸积-螺旋桨转变的临界吸积速率比用r_A等于ω_A估计的速率低几个数量级。旋转半径我们的结果是一致的过渡毫秒脉冲星的性质之间的吸积供电的X射线脉冲星和旋转供电的射电脉冲星状态的转变。
2016-12-01 astro-ph.HE
A New Approach to Mass and Radius of Neutron Stars with Supernova Neutrinos
中子星是在核心坍缩的超新星爆炸中形成的，在那里会发射出大量的中微子。在本文中，超新星中微子光变曲线计算的冷却阶段的质子中子星，持续几分钟。在数值模拟中，我们采用了90个不同不可压缩性、对称性能量和核子有效质量的唯象状态方程模型进行了全面的研究。结果表明，中子星质量越大，中子星半径越小，冷却时间越长。此外，冷却时标的理论表达式作为质量和半径的函数，它被发现忠实地描述数值结果。这些发现表明，利用中微子信号诊断新形成的中子星的质量和半径是可能的。
2020-02-09 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Modification of the universal relation between mass, radius and nonradial $f$-mode oscillation in proto-neutron stars
本文修正了原中子星中质量、半径与$f$-模振荡的普适关系，发现温度使状态方程变硬、频率降低，且普适关系参数随温度呈抛物线变化。
2025-05-24 astro-ph.HE
Effects of Compton scattering on the neutron star radius constraints in rotation-powered millisecond pulsars
本文的目的是研究当使用汤姆逊近似来描述大气模型中的电子散射时，而不是使用康普顿散射的精确公式时，对旋转供电的毫秒脉冲星的半径约束的可能影响和偏差。比较了两种模型在辐射能谱和角分布上的差异。我们还分析了一个自生合成的相位分辨能谱，基于康普顿大气和最X射线发光旋转供电的毫秒双星观测的中子星内部成分探测器（NICER）。我们推导出的约束条件的中子星参数使用康普顿和汤姆森模型。结果表明，该方法的工作原理与康普顿模型再现正确的参数。然而，偏差被发现的大小和温度的发射热点，当使用汤姆森模型。对半径的约束仍然没有显著改变，因此如果我们只对使用NICER的半径测量感兴趣，汤姆逊模型似乎是足够的。
2019-07-01 astro-ph.HE
Neutron-star Radius from a Population of Binary Neutron Star Mergers
我们展示了如何用先进的几十到几十个中子星双星探测器进行引力波观测，可以测量中子星半径，精度为几个百分点到几个百分点，质量和空间分布是现实的，没有一个源位于100 Mpc。我们实现这样的精度相结合的总质量的测量从inspiral阶段的紧凑性从postmerger振荡频率。为了估计这些频率的测量误差，我们利用分析拟合合并后的数值相对论波形在时域中，在这里获得的第一次，四个核物理状态方程和一对夫妇的质量值。我们进一步利用准普遍的关系，从这些频率的紧凑性得到错误。只要物态方程不是太软，或者双星不是太重，对于100个体积在100到300 Mpc之间均匀分布的双星样品，测量平均半径在10%以内是可能的。
2017-05-30 astro-ph.HE gr-qc
Study of Dark-Matter Admixed Neutron Stars using the Equation of State from the Rotational Curves of Galaxies
本文利用由星系转动曲线得到的暗物质状态方程和m = 1.0 GeV的费米暗物质状态方程研究了暗物质混合中子星的结构。应用Skyrme框架下的中子物质状态方程，计算了不同DMEOS和不同暗物质中心压力与中子物质的质量-半径关系.我们的结果表明，对于某些DMEOS，质量-半径关系与新的观测结果一致，如EXO 1745-248，4U 1608-52，和4U 1820-30，它们与正常的中子星不一致.我们的结论是DMEOS和中心压力比DM NM的影响的DMANS的质量半径关系的斜率。这是因为DM和NM之间的相互作用，导致引力或自结合的DMANS。我们研究了不同DMANS的NM球的半径以及DM晕的半径。结果证实，在某些情况下，一个小半径的NM球被一个大半径的DM晕所包围。我们的计算证实，由于不同程度的DM支配的DMANS中，与一个值的可见半径的一颗星，两个可能的DMANS具有不同的质量可以存在。计算了不同DMEOS和中心压比的DMANS的引力红移。结果解释了DMANS中DM的存在导致恒星的引力红移值增大。
2017-01-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining neutron star matter from the slope of the mass-radius curves
本研究通过分析中子星质量-半径曲线的局部斜率，利用未来探测器数据约束中子星状态方程，发现负斜率预示2倍太阳质量中子星半径小于12公里，并限制最大质量范围。
2024-09-19 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Mass and radius formulas for low-mass neutron stars
中子星是大质量恒星死亡时产生的，通常被认为是巨大的富中子核。这幅图与低质量（低于太阳质量）的中子星特别相关，在那里预计不会出现非核子成分。由于核子物质的饱和性质，原子核的经验质量和半径可以近似地表示为原子质量数的函数，从而形成著名的原子核液滴图。然而，即使在低质量范围内，也不能直接表示中子星的质量和半径，因为在低质量范围内，结构是由富中子核子物质的压力和重力之间的平衡决定的。如果能同时测量质量和半径，这样的表达式将非常有用。在这里，我们成功地构建了理论公式的质量和半径的低质量中子星从各种模型是一致的经验质量和半径的稳定核。在这个过程中，我们发现了一个新的状态方程参数，它表征了低质量中子星的结构。这一参数在将实验室原子核的质量-半径关系与天体的质量-半径关系联系起来方面起着关键作用，但在今后对低质量中子星的观测中可能会受到限制。
2014-03-31 astro-ph.HE nucl-th
What can be learned from a proto-neutron star's mass and radius?
我们对原中子星在核塌缩超新星事件中诞生后第一秒的质量和半径进行了广泛的数值研究。我们使用准静态的方法来计算原中子星的结构，建立在参数化的熵和电子分数的配置文件，然后演变与中微子冷却过程。我们改变了核物质的状态方程、原中子星的质量和初始轮廓的参数，以考虑到我们对超新星祖先性质的无知。我们表明，如果一个原中子星的质量和半径可以在出生后的第一秒确定，例如从引力波发射，没有信息可以获得相应的冷中子星，因此对冷核物质状态方程。类似地，原始中子星的状态方程（热的和非β平衡的）的任何性质似乎都不太可能被确定，主要是因为缺乏关于熵的信息，或者等价地说是温度，在这样的物体中的分布。
2021-02-11 astro-ph.HE
Atmospheric oscillations provide simultaneous measurement of neutron star mass and radius
在爱丁顿附近可观测到的光度的中子星被证明拥有悬浮的大气，悬浮在它们的表面之上。我们报道了一种新的方法，同时测量质量和半径的中子星的基础上振荡的这种气氛。在本文中，我们提出了一个家庭的相对论，振荡，球对称的光学和几何薄悬浮大气的本征模，包括辐射阻力引起的阻尼效应的解析推导。我们发现的阻尼振荡的频率的特征极大值，并表明，使用频率的最大值，可以估计质量和半径的中子星，给定的观测频率和相应的亮度的恒星在X射线爆发。因此，我们的模型提供了一个新的途径来探测恒星参数。我们还表明，任何两个无阻尼本征频率的比例只取决于大气的绝热指数，而阻尼本征频率，这个比例随光度。阻尼系数与振动的模态数无关。这些大气动力学的特征将反映在源的X射线光变曲线中。
2019-07-02 astro-ph.HE
Neutron Star Mass-Radius Constraints of the Quiescent Low-mass X-ray Binaries X7 and X5 in the Globular Cluster 47 Tuc
我们介绍了钱德拉ACIS-S子阵列观测的静态中子星低质量X射线双星X7和X5的球状星团47 Tuc。与以前的深度曝光相比，光子堆积的大幅减少使得中子星半径和这些中子星质量的光谱测定得到了实质性的改善。模拟从中子星表面的热辐射与非磁化氢气氛和占众多的不确定性来源，我们得到的中子星在X7的半径为$R=11.1^{+0.8}_{-0.7}$公里的假设恒星质量的$M=1.4$ M $_{\odot}$（68% C. L.）。我们认为，基于天体物理的理由，他的气氛的存在是不太可能的这个来源。由于日食和可变吸收，静止的低质量X射线双星X5提供了不太严格的限制，导致半径为$R=9.6^{+0.9}_{-1.1}$ km，假设氢大气和质量为$M=1.4$ M $_{\odot}$。当与所有其他现有的光谱半径测量相结合时，这些测量强烈支持半径在9.9-11.2 km范围内的~1.5 M $_{\odot}$中子星，并指出一个致密物质的状态方程，比核子方程稍软，这与低密度实验室实验一致。
2016-03-04 astro-ph.HE nucl-th
Determination of neutron star radius from pulse profile modeling using profile likelihood
Indian Institute of Technology, Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
该研究利用NICER数据，通过{\tt X-PSI}软件包进行脉冲轮廓建模，用轮廓似然处理干扰参数，应用频率推断确定中子星半径，精度与贝叶斯分析相当且计算更快，是频率推断确定中子星半径的原理验证，还公开了分析代码。
2026-09-02 astro-ph.HE astro-ph.IM
Radius and equation of state constraints from massive neutron stars and GW190814
由于双星合并事件GW 190814中的$2.50-2.67\,M_\odot$致密天体的未知性质，我们基于低能核物理的约束、GW 170817中的中子星潮汐形变和NICER中PSR J 0030 +045的同步质量半径测量，研究了中子星的最大质量.我们的先验分布是基于一个组合的核建模有效的正常核密度附近的最大刚性状态方程在高密度的假设，一个选择，使我们能够探测所观察到的重中子星和过渡密度之间的连接，在传统的核物理模型必须打破。我们表明，修改的高度不确定的超饱和密度状态方程超过2.64倍正常核密度是需要的手征有效场论模型是一致的，目前的中子星观测和$2.6\,M_\odot$中子星的存在。我们还表明，非常大质量的中子星的存在强烈影响$\sim 2.0\,M_\odot$中子星的半径（但不一定是$1.4\,M_\odot$中子星的半径），这进一步激发了未来的NICER PSR J1614-2230和PSR J 0740 +6620的半径测量。
2021-04-05 astro-ph.HE nucl-th
Effect of Inner Crust EoS on Neutron star properties
在相对论平均场（RMF）模型的框架下研究了中子星的最大质量和半径。研究了在不同的对称性能量斜率参数下，不同的内壳状态方程（EoS）下正则质量处半径$R_{1.4}$的变化。结果表明，虽然NS最大质量和相应的半径随地壳EoS的不同而变化不大，但半径和1.4 $M_{\odot}$处的潮汐变形能力随地壳EoS的不同而变化，在典型质量处的半径变化约为1-2 km。对于非统一的EOS，具有低对称性能量斜率参数的地壳在正则质量处产生低NS半径。最大旋转中子星的性质也进行了研究。在正则质量为1.4 $M_{\odot}$的情况下，旋转恒星的半径也随斜率参数的变化而变化。与静态中子星类似，旋转中子星在1.4 $M_{\odot}$处的半径也受内壳斜率参数的影响。其他重要的量，如转动惯量，频率，旋转动能，重力能量比也计算。这些量的变化与地壳坡度参数被发现是更成比例的质量和半径的NS。
2021-03-18 astro-ph.HE nucl-th
A new criterion for the existence of dark matter in neutron stars
本文通过双流体TOV方程研究暗物质混合中子星，发现固定质量下较小正常物质半径与较大潮汐形变率的负相关关系可作为中子星中存在暗物质的新判据，并可用于约束暗物质参数。
2023-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutron star mass formula with nuclear saturation parameters
导出了中子星质量和引力红移随中心密度和核饱和参数特定组合变化的经验公式，适用于中心密度达到3倍核饱和密度的恒星模型.结合这两个经验公式，还可以估算出中子星的半径。在实践中，我们发现，中子星的质量（半径），可以估计在$\sim 10\%$（百分之几）的准确性，通过比较的质量和半径评估与我们的经验公式与那些确定的特定状态方程。由于我们的经验公式直接将中子星的质量和半径与核饱和参数联系起来，因此可以通过核实验来限定核饱和参数的具体值，从而讨论中子星的性质。
2022-03-17 astro-ph.HE nucl-th
Neutron Star Mass-Radius Constraints for EXO 0748$-$676 from 2008-2025 Quiescent X-ray Spectra
Xiamen University（厦门大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, CAS（中国科学院天体结构与演化重点实验室）
联合分析2008-2025年20次静息X射线观测，采用氢大气模型和MCMC方法，得到中子星质量$1.77^{+0.17}_{-0.22}M_\odot$、半径$12.62^{+0.56}_{-0.74}$ km，并约束质量-半径范围，支持较硬的状态方程。
2026-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Scaling relations for the uncertainty in neutron star radius inferred from pulse profile modelling: the effect of spin rate
本文通过NICER数据脉冲轮廓建模流水线合成不同自转频率的脉冲轮廓，发现当自转频率超过约200 Hz时，推断的中子星半径不确定性不再改善，表明观测目标优先级可基于自转频率以外的属性。
2025-02-11 astro-ph.HE
Relativistic parameterizations of neutron matter and implications for neutron stars
我们构造的相对论平均场模型的参数集适合于最近的约束的不对称能量$J$和斜率参数$L$的纯中子物质。我们发现了非物质行为的案例，即对于具有低有效质量值$m^*/m$的刚性参数集，出现负压。在某些情况下，纯中子物质的物态方程超出了手征有效场论的允许范围。对于所有可接受的参数集的中子星的质量-半径关系表明，超过$2M_\odot$的最大质量与脉冲星质量测量兼容。考虑到手征有效理论对低密度区模型的限制，我们发现$1.4M_\odot$中子星的半径几乎与$L$的值无关.这与以前的一些主张形成对比，这些主张认为斜率参数与中子星的半径有很强的联系。事实上，质量-半径关系只取决于对称物质的等熵参数。讨论了GW 170817对潮汐变形能力和半径的限制。
2018-12-14 astro-ph.HE nucl-th
Bayesian Inference of the Symmetry Energy of Super-Dense Neutron-Rich Matter from Future Radius Measurements of Massive Neutron Stars
利用中子星核的参数化状态方程（EOS），采用贝叶斯统计方法，从三组代表各种核多体理论典型预言的假想质量-半径关联数据，即半径保持不变，在1.4 M $_{\odot}$和2.0 M $_{\odot}$之间，随着$\pm 15\%$内NS质量的增加而减少或增加。随着NS质量从1.4 M $_{\odot}$增加到2.0 M $_{\odot}$，相应的平均密度快速、缓慢或略微降低。本文以GW 170817和NICER标准中子源半径数据为参考，研究了未来的大质量中子源半径测量将如何提高我们对超密丰中子核物质的状态方程，特别是其对称能量项的认识，与人们已经从分析GW 170817和NICER数据中了解到的相比。虽然从三个数据集推断的对称核物质（SNM）的状态方程大致相同，但在$2ρ_0$以上的密度下，相应的高密度对称能有很大的不同，这表明大质量NS的半径携带了关于核对称能高密度行为的可靠信息，而SNM状态方程的其余不确定性的影响很小。
2020-07-02 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Cosmic Calipers: Precise and Accurate Neutron Star Radius Measurements with Next-Generation Gravitational Wave Detectors
本研究通过贝叶斯推断对比当前与下一代引力波探测器测量中子星半径的能力，发现下一代设施可在大部分质量范围内将半径误差控制在约5%以内，且天体物理动机的质量先验对单个中子星半径测量影响不显著。
2025-02-05 astro-ph.HE gr-qc
Constraints on the dense matter equation of state and neutron star properties from NICER's mass-radius estimate of PSR J0740+6620 and multimessenger observations
近年来，通过对射电/X射线散射、引力波事件和核物理约束下的多信使数据的分析，我们对中子星致密物质状态方程（EOS）的理解有了显著的提高。在这里，我们研究了PSR J 0740 +6620的联合估计质量和半径对EOS的额外影响，Riley等人（2021）通过分析来自X射线望远镜NICER和XMM-牛顿的组合数据集。我们采用两种不同的高密度EOS参数化：分段多方（PP）模型和基于中子星（CS）的声速模型。在核密度下，这些与基于手征有效场论相互作用的中子物质微观计算有关。除了这颗重中子星的新NICER数据外，我们还分别研究了PSR J 0740 +6620的射电计时质量测量、双星中子星GW 190425和GW 170817的引力波事件以及后者的相关kilonova AT 2017 gfo的约束。结合PSR J 0030 +0451的NICER质量半径估计，我们发现1.4太阳质量的中子星的半径被限制在12.33^{+0.76}-0.81} km（PP模型）和12.18^{+0.56}-0.79} km（CS模型）的95%可信范围内。此外，我们探讨了不同的手征有效场论计算，并表明，新的NICER结果提供了严格的约束压力的中子星的物质在两倍饱和密度，这表明这些观察的权力，以约束致密的物质在中等密度的相互作用。
2021-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Ways to constrain neutron star equation of state models using relativistic disc lines
利用中子星低质量X射线双星吸积盘的相对论谱线可以模拟出吸积盘的内缘半径。这个半径的一个小的值暂时意味着盘终止于中子星的硬表面，或者终止于最内层的稳定圆轨道（ISCO）。因此，一个推断的光盘内边缘半径提供恒星半径，或可以直接约束恒星状态方程（EoS）模型使用理论计算的ISCO半径的快速旋转的中子星的时空。然而，这一过程需要数值计算的恒星和ISCO半径的各种EoS模型和中子星配置使用适当的快速旋转的恒星时空。我们用广义相对论方法计算了大约16000个稳定的中子星结构，以探索和建立上述过程，并指出Kerr时空不足以达到这一目的。我们的工作系统地研究了用相对论盘线约束EoS模型的方法，并将激励未来的X射线天文仪器。
2011-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
