中子星与EOS

微观基础上中子星的统一物态方程

Unified equation of state for neutron stars on a microscopic basis

基于现代微观Brueckner-Hartree-Fock（BHF）计算方法，采用Argonne $v_{18}$势和Urbana模型计算的三体力，推导了中子星（NS）从外壳到核的状态方程.为了处理NS地壳中物质的非均匀结构，我们使用最近的BCPM核能密度泛函，它直接基于相同的微观BHF计算，并且能够再现元素周期表中原子核的基态性质。外地壳的EoS需要富中子核的质量，这是通过Hartree-Fock-Bogoliubov计算与BCPM功能时，他们是未知的实验。为了计算内地壳，Wigner-Seitz单元中的M-Fermi计算用相同的泛函进行。存在的核面食预测在一个范围内的平均重子密度之间的$\simeq$ 0.067 fm $^{-3}$和$\simeq$ 0.0825 fm $^{-3}$，其中过渡到核心发生。NS核是根据假定非奇异成分（$npeμ$物质的核）的BHF计算的核EoS计算的。在每一个地区的明星，我们讨论了新的EoS与以前的EoS的完整的NS结构的比较，特别是，与Lattimer-Swesty EoS和沈等人。EoS广泛用于天体物理计算。新的微观EoS同时满足NS最大质量2~ $M_\odot$（半径10 km）和1.5~ $M_\odot$ NS（半径11.7 km）。

基于真实核相互作用的中子星半径

Neutron-star radii based on realistic nuclear interactions

具有$2M_\odot$的中子星的存在要求中子星物质的状态方程具有强刚性。我们引入了一个在3-重子和4-重子之间普遍工作的多坡密子交换势（MPP）来计算EoS。用G矩阵折叠模型分析核-核散射，限制了它的强度。Eos是使用Brueckner-Hartree-Fock（BHF）和集团变分法（CVM）与核相互作用ESC和AV 18推导的。通过求解TOV方程得到质量-半径关系，其中$2M_\odot$上的最大质量是根据地面数据得到的。在典型质量$1.5M_\odot$下的中子星半径$R$预计为$12.3\!\sim\!13.0$ km。计算半径的不确定性主要来自3-和4-坡密子耦合常数的比值，这是任何地面实验都无法确定的。虽然$R(1.5M_\odot)$的值不受超子混合效应的影响，但它们的精细观测值表明了$M\!\sim\!2M_\odot$区域超子混合导致的EoS软化程度。如果$R(1.5M_\odot)$小于约12.4 km，则超子混合对EoS的软化必须是弱的。NICER空间飞行任务可提供有用的信息，精确测量$\pm 5\%$内的中子星半径。

关于统一状态方程的快自旋中子星的注记

Note on fast spinning neutron stars with unified equations of states

为了将最新的脉冲星观测结果与已发展的中子星状态方程（EoS）相对应，我们采用了核壳统一的四种EoS，即BCPM、BSK 20、BSK 21和Shen-TM 1，以及文献中广泛使用的两种非统一EoS，即APR和GM 1，它们通常与Negele-Vautherin和Baym-Pethick-Sutherland地壳EoS相匹配。所有的核心Eos都满足最近对两颗质量被精确测量的大质量恒星的观测约束。我们发现，NS质量赤道半径的关系略有影响的平滑核壳匹配界面。此外，在地壳EoS和匹配接口的不确定性带来微不足道的变化，即使在最大旋转（开普勒）配置。我们还发现，对于所有四个统一的EOS，旋转可以增加恒星的引力质量高达$18\%-19\%$和赤道半径的$29\%-36\%$，这是与以前的计算使用非统一的EOS一致。对于质量为1.4 M $_{\odot}$的恒星，半径增加更为明显，达到$41\%-43\%$，即$5-6$ km。此外，通过面对的结果，使用统一的EOS，这给出了正确的经验值在饱和密度，两个有争议的确定半径的快速旋转4U 1608-52，我们解决了一个小的半径可能是更好地证明了这个源。

富中子核物质的EOS约束与重离子反应中子星的性质

Constraining the EOS of neutron-rich nuclear matter and properties of neutron stars with heavy-ion reactions

重离子反应，特别是放射性束引起的反应，提供了有关核对称能密度依赖性的有用信息，因此，丰中子核物质的状态方程，与许多天体物理研究有关。本文讨论了用IBUU04输运模型分析重离子碰撞中的Isopsin扩散和$π^-/π^+$比，在亚饱和和超饱和密度下限制对称能的最新进展。简要介绍了部分约束对称能对中子星壳性质的天体物理影响、形变中子星发射的引力波和中子星的w模振荡。

利用中子星质量-半径测量约束相对论平均场模型 I：核子模型

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。

从GW170817的夸克水平导出中子星状态方程

Neutron star equation of state from the quark level in the light of GW170817

中子星内部的物质状态是天体物理、核物理和粒子物理中的一个令人兴奋的问题。中子星的物态方程在当前的多信使天文学中起着至关重要的作用，特别是在GW 170817事件之后。我们从夸克水平提出了一个新的中子星EOS“QMF 18”，它描述了来自自由空间核子、核物质饱和度、重脉冲星测量和最近观测到的GW170817潮汐形变的观测约束。为此，我们采用夸克平均场（QMF）模型，允许一个调整的对称性能量的密度依赖性和有效地研究其相关性与勒夫数和潮汐变形。我们为新的EOS提供了表格数据，并将其与来自各种多体框架的其他最近的EOS进行了比较。

从中子星的引力Binding Energy看EOS引力简并和核对称能的约束

Shedding Light on the EOS-Gravity Degeneracy and Constraining the Nuclear Symmetry Energy from the Gravitational Binding Energy of Neutron Stars

深入了解中子星的性质需要同时掌握超致密核物质的物态方程和强场引力理论。为了提供信息，可能有助于打破这种EOS重力简并，我们调查核对称能的影响，重力结合能的中子星内GR和标量张量子集的替代重力模型。重点讨论了饱和密度下核对称能斜率$L$的影响以及核对称能的高密度行为。我们发现，密度斜率$L$的变化或核对称能的高密度行为导致中子星的结合能发生较大的变化。使用GR和标量张量理论预测的差异只出现在大质量中子星上，即使在那时也明显小于对称能变化引起的差异。

朗道理论框架下的中子星和超新星爆炸

Neutron stars and supernova explosions in the framework of Landau's theory

提出了多体相互作用对称能的一般公式，恢复了常用的两体相互作用对称能。在Landau理论（Lt）的基础上，我们将两个物态方程CCS $δ$ 3和CCS $δ$ 5推广到非对称核物质。我们假设质子和中子的密度和密度差除以它们的和是序参量。通过求解TOV方程，我们使用不同的EoS来研究中子星。我们证明，不同的EoS给不同的质量和半径的中子星的关系，即使他们有完全相同的基态（gs）的属性（$E/A$，$ρ_0$，$K$，$S$，$L$和$K_{sym}$）。此外，对于一个EoS，我们改变$K_{sym}$并固定所有其他gs参数。我们发现，对于某些$K_{sym}$，即使是中子物质，EoS在高密度下也变得不稳定。这表明中子星（NS）可以存在于不稳定区域的上下，但处于不同的状态：高密度的夸克-胶子等离子体（QGP）和低密度的重子物质。如果恒星的中心密度处于不稳定区域，那么我们将这些条件与超新星（SN）的发生联系起来。

中子星中$Δ$粒子与超子的相互作用

Interplay between $Δ$ Particles and Hyperons in Neutron Stars

利用相对论核平均场理论，我们分析了在冷的、$β$ -稳定的中子星物质的状态方程（EoS）中包含$Δ(1232)$等压线的影响。所选的EoS再现了核物质和有限核的性质，并在天体物理学的背景下，允许在中子星中存在质量大于2 $M_{\odot}$的超子。我们发现，中子星的组成和结构的影响是至关重要的添加的$Δ$等压线，这使我们能够限制他们的相互作用与介子领域考虑到天体物理信息。假设EoS是稳定的，并保证了2颗$M_{\odot}$中子星的存在，以及要求与核中$Δ$激发数据的一致性，我们发现，在没有其他机制加强EoS的情况下，$Δ$同量异位素与σ和Ω介子场的相互作用至少比核子强10%.此外，中子星的转动惯量原来是敏感的$Δ$等压线的存在下，而包含$Δ$等压线的EoS允许较小的恒星半径和较低的潮汐变形能力的值与GW 170817合并事件的分析。

中子星质量的场关联函数物态方程法

Neutron Star masses from the Field Correlator Method Equation of State

本文用场关联函数方法导出的夸克物质状态方程，与微观Brueckner-Hartree-Fock多体理论得到的强子状态方程相对应，分析了中子星中强子-夸克相变。特别是，后者的EoS仅参数化的胶子凝聚和大距离夸克-反夸克势，因此，这种分析的结果与最近的测量重中子星质量的比较提供了一些物理约束这两个参数。

密度相关强子场论中超新星和中子星的新超子状态方程

New Hyperon Equations of State for Supernovae and Neutron Stars in Density-dependent Hadron Field Theory

我们开发了新的超子状态方程（EoS）表的核心坍缩超新星模拟和中子星。这些EoS表是基于密度相关的相对论性强子场论，其中重子-重子相互作用由介子介导，使用Typel等人（2010）的核子参数集DD 2。此外，轻和重核以及相互作用的核子被处理在Hempel和Schaffner-Bielich的核统计平衡模型，其中包括排除体积效应。在所有可能的超子中，我们只考虑了$Λ$的贡献。我们发展了两种不同的超声波EoS表：在np $Λϕ$情况下，考虑了奇异$ϕ$介子介导的排斥超子-超子相互作用;在np $Λ$情况下，不考虑。这两种情况的EoS表包括广泛的密度（$10^{-12}$至$\sim$ 1 fm $^{-3}$）、温度（0.1至158.48 MeV）和质子分数（0.01至0.60）。研究了$Λ$超子对每个重子的自由能、压力或熵等热力学量的影响，发现在高密度下超子的影响是显著的。冷的$β$平衡的EoS（包括自洽的地壳）导致np $Λϕ$的最大质量中子星为2.1 M $_{\odot}$，而np $Λ$的最大质量中子星为1.95 M $_{\odot}$。np $Λϕ$ EoS代表了第一个涉及超子的超新星EoS表，该表与最近测量的2 M $_{\odot}$中子星直接兼容。

Equation of state constraints from nuclear physics, neutron star masses, and future moment of inertia measurements

We explore constraints on the equation of state (EOS) of neutron-rich matter based on microscopic calculations up to nuclear densities and observations of neutron stars. In a previous work we showed that predictions based on modern nuclear interactions derived within chiral effective field theory and the observation of two-solar-mass neutron stars result in a robust uncertainty range for neutron star radii and the EOS over a wide range of densities. In this work we extend this study, employing both the piecewise polytrope extension from Hebeler et al. as well as the speed of sound model of Gre…

天体物理模拟中的第二相对论平均场和维里状态方程

A Second Relativistic Mean Field and Virial Equation of State for Astrophysical Simulations

我们产生了第二状态方程（EOS）的核物质的温度，密度和质子分数的范围很广，用于超新星，中子星合并，和黑洞形成模拟。我们采用完全相对论平均场（RMF）计算的物质在中等密度和高密度，和维里膨胀的非理想气体的物质在低密度。对于这个EOS，我们使用RMF有效相互作用FSUGold，而我们早期的EOS是基于RMF有效相互作用NL 3。与NL 3相互作用相比，FSUGold相互作用在高密度下具有较低的压力。我们计算得到的EOS超过100，000个网格点的温度范围$T$ = 0至80 MeV，密度范围$n_B$ = 10 $^{-8}$至1.6 fm $^{-3}$，质子分数范围$Y_p$ = 0至0.56。然后，我们使用合适的方案来插值这些数据点，以在更精细的网格上生成物理上一致的状态方程表。我们讨论了这个EOS，我们的NL 3为基础的EOS，和以前的EOS Lattimer-Swesty和H。Shen等人的热力学性质、组成和中子星结构。最初的FSUGold相互作用产生了一个EOS，我们称之为FSU 1.7，它的最大中子星质量为1.7太阳质量。在高密度状态方程中引入了一个修改，将最大中子星质量增加到2.1太阳质量，并导致一个略有不同的状态方程，我们称之为FSU 2.1。FSU 1.7和FSU 2.1的EOS表可供下载。

一种带有自然先验的新型贝叶斯框架用于约束中子星方程 of 状态

A New Bayesian Framework with Mass-Radius-Space Priors to Constrain the Neutron Star Equation of State

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。

基于深度神经网络的中子星状态方程非参数模型

Nonparametric model for the equations of state of neutron star from deep neural network

本文提出基于深度神经网络和高斯过程的非参数框架，以相对论平均场模型为基准拟合中子星状态方程，并利用两类观测数据约束得到最大质量与半径，验证了该方法的有效性。

中子星物质统一状态方程的解析表示

Analytical representations of unified equations of state for neutron-star matter

上下文一个统一的状态方程（EoS）应该使用相同的物理模型来描述中子星的地壳和内核。最近，Bermsels-Montreal小组基于核能-密度泛函理论和广义Skyrme有效力推导出了一族这样的EOS，并与现有的质量数据相拟合。与此同时，这些力被限制在基于现实的两个和三个核子力的均匀中子物质的微观计算中。目标。我们表示最新的Eosels-Montreal EoS模型的基本物理特性的解析表达式，以方便他们列入天体物理模拟。方法.我们考虑三种EoS模型，其刚度显著不同：BSK 19，BSK 20和BSK 21。对于每一个，我们构建了两个版本的EoS参数化。在第一种形式中，压力P和引力质量密度ρ是重子数密度n_b的函数。在第二个版本中，P，ρ和n_b作为赝焓的函数给出，这对于中子星的二维稳态旋转位形的计算是有用的。除了EoS，我们推导出解析表达式的几个相关的量，所需的中子星模拟：在恒星核心的电子和μ子的数量分数，核子数每个核的内地壳，和等效半径和形状参数的核内地壳。结果我们得到了对中子星研究至关重要的冷密物质模型的基本特征的解析表达式。我们证明了我们的结果的可用性，将它们应用到计算的中子星质量半径的关系，最大和最小的质量，直接Urca过程的阈值，和电子电导率在中子星地壳。

中子星r模不稳定性窗口对核对称能密度依赖性的敏感性

Sensitivity of the neutron star r-mode instability window to the density dependence of the nuclear symmetry energy

利用一个简单的中子星模型，构造了一个完全刚性的地壳和一组壳核状态方程，该方程涵盖了25 MeV对称能密度依赖性的核实验不确定度范围，（软EOS）至115 MeV（刚性EOS），计算了正则中子星r模振荡中CFS不稳定性的起始窗口（1.4 M_{\odot}）和大质量中子星（2.0 M_{\odot}）。在这些模型中，壳核过渡密度和地壳厚度的计算与地核状态方程（EOS）一致。对于正则中子星，r模式不稳定窗口的下限在频率上从最软对称能量到最硬对称能量减少了\approx 150 Hz，与质量和温度无关。当质量从1.4 M_{\odot}增加到2.0 M_{\odot}时，不稳定窗口也下降\approx 100 Hz，与EOS无关。在温度估计可用的地方，低质量X射线双星（LMXB）中观测到的中子星频率低于1.4 M_{\odot}模型的不稳定窗口，而一些LMXB落在2.0 M_{\odot}星的不稳定窗口内，如果对称能相对刚性，表明较软的对称能与该模型中的观测结果更一致。因此，我们得出结论，较小的L值有助于稳定中子星对失控的r模式振荡。在临界温度以下，任何恒星都不能在不超过开普勒频率的情况下达到不稳定窗口，从软对称能量到硬对称能量，临界温度的变化几乎是一个数量级。当地壳厚度与地核状态方程一致时，较厚的地壳对应较低的临界温度，这与以往研究中过渡密度与地核状态方程无关的结果相反。

通过机器学习从中子星观测数据推断状态方程

Inferring the Equation of State from Neutron Star Observables via Machine Learning

该研究借助符号回归方法，利用多种状态方程揭示中子星观测数据与状态方程参数的强关联，发现最大质量与特定能量密度下的压强、密度相关，且在1-2M⊙质量范围内EoS可由半径和潮汐形变表示，为解码致密物质EoS提供框架。

地球实验和中子星观测对稠密丰中子物质物态方程的组合约束

Combined Constraints on the Equation of State of Dense Neutron-Rich Matter from Terrestrial Experiments and Observations of Neutron Stars

在主要来自地球核实验的约束条件所限定的稠密丰中子物质物态方程参数空间内，研究了中子星最大质量$M_{\rm{max}}>2.01\pm0.04$ M $_\odot$、半径$10.62<R_{\rm{1.4}}< 12.83$ km和正则中子星潮汐变形能力$Λ_{1.4}\leq800$如何共同约束稠密丰中子核子物质物态方程.虽然$K_{\rm{sym}}$（核对称能曲率）、$J_{\rm{sym}}$和$J_0$（对称能偏度和对称核物质状态方程）的三维参数空间由于观测约束而显著缩小，但需要更多的数据来确定具有量化不确定性的$K_{\rm{sym}}$、$J_{\rm{sym}}$和$J_0$的个体值。$J_0$在很大程度上控制着中子星的最大质量。虽然具有$J_0=0$的EOS足够坚硬，可以支持质量为2.37 M的中子星$_{\odot}$，但要支持质量为2.74 M的Hypothetical中子星$_{\odot}$（GW 170817的复合质量），需要$J_0$大于其当前已知的最大值约400 MeV，并超出因果关系极限。$Λ_{1.4}=800$的潮汐变形能力的上限，从最近的观测GW 170817被发现提供上限的一些EOS参数一致，但远低于现有的限制，其他观测研究。

Deducing Neutron Star Equation of State Parameters Directly From Telescope Spectra with Uncertainty-Aware Machine Learning

Neutron stars provide a unique laboratory for studying matter at extreme pressures and densities. While there is no direct way to explore their interior structure, X-rays emitted from these stars can indirectly provide clues to the equation of state (EOS) of superdense nuclear matter through the inference of the star's mass and radius. However, inference of EOS directly from a star's X-ray spectra is extremely challenging and is complicated by systematic uncertainties. The current state of the art is to use simulation-based likelihoods in a piece-wise method, which first infer the star's mass …

具有真实核物质状态方程的快速旋转中子星

Fast Rotating Neutron Stars with Realistic Nuclear Matter Equation of State

我们选取相对论平均场核物质状态方程，构造了均匀旋转中子星的平衡组态。我们计算特别是重力质量（$M$），赤道（$R_{\rm eq}$）和极（$R_{\rm pol}$）半径，偏心率，角动量（$J$），惯性矩（$I$）和四极矩（$M_2$）的中子星稳定对质量脱落和长期轴对称不稳定性。通过构造观测到的最快脉冲星PSR J 1748 - 2446 ad的恒定频率序列$f=716$ Hz，并将其约束在稳定区域内，我们得到了该脉冲星的一个较低的质量界，即$M_{\rm min}=[1.2$ - $1.4] M_\odot$.此外，我们还给出了一个与物态方程无关的重子质量（$M_b$）与非自转中子星引力质量（$M_b/M_\odot=M/M_\odot+(13/200)(M/M_\odot)^2$ [或$M/M_\odot=M_b/M_\odot-(1/20)(M_b/M_\odot)^2$ ]）的拟合公式。我们还得到了一个拟合公式，虽然不是EOS独立的，有关的引力质量和角动量的中子星沿长期轴对称不稳定线的每个EOS。我们计算无量纲角动量的最大值，$a/M\equiv c J/(G M^2)$（或“克尔参数”），$(a/M)_{\rm max}\approx 0.7$，发现也是独立的EOS。我们比较和对比，然后旋转中子星的四极矩与克尔外部解决方案预测的质量和角动量相同的值。最后，我们表明，虽然…

基于引力波测量的1.4 $M_{\odot}$中子星潮汐形变率的模型无关测定

Model-Independent Determination of the Tidal Deformability of a 1.4 $M_{\odot}$ Neutron Star from Gravitational-Wave Measurements

本研究提出一种无需依赖状态方程模型的数据驱动方法，通过引力波观测数据结合X射线多信使约束，测定1.4倍太阳质量中子星的潮汐形变率，为中子星内部性质研究提供可靠基线。

中子星的形成方案和质量-半径关系

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。

基于变分自编码器的数据驱动生成中子星方程 of 状态

Data-Driven Generation of Neutron Star Equations of State Using Variational Autoencoders

本文提出基于变分自编码器的数据驱动方法，用于高保真重建中子星方程 of 状态，通过监督可观测值和潜在变量实现高精度EOS生成

快速旋转的中子星：普适关系与状态方程推断

Rapidly rotating neutron stars: Universal relations and EOS inference

本文提出从非旋转中子星性质估计均匀旋转中子星转动惯量和 $T/W$ 的普适关系，并将其部署到贝叶斯状态方程推断框架中，实现对旋转中子星观测的约百分之一精度稳健推断。

非对称中子星并合的动力学物质抛射：广义相对论中的辐射流体力学研究

Dynamical mass ejection from the merger of asymmetric binary neutron stars: Radiation-hydrodynamics study in general relativity

在数值相对论中，我们对非对称双中子星合并进行了中微子辐射-流体动力学模拟。中子星是由软和适度刚性有限温度状态方程（EOS）。我们发现，动态喷出物的总质量，中子丰度分布，和特定的熵分布等属性依赖于一个独特的方式在一个给定的EOS的二元系统的质量比。对于软物态方程（SFHo），质量比对喷出物总质量的影响很小，但喷出物的平均每重子电子数（$Y_e$）和比熵（$s$）随质量不对称程度的增加而显著减小.对于刚性状态方程（DD 2），随着质量不对称程度的增加，喷出物总质量显著增加，而$Y_e$和$s$的平均值则适度减小。我们再次发现，只有软EOS（SFHo），总喷出物质量超过$0.01M_\odot$的质量比在本文中选择无关。喷出物具有各种不同的电子数，其平均值约在$Y_e \sim 0.2$和$\sim 0.3$之间，与所采用的状态方程无关，这非常适合r过程重元素（第二和第三峰）的产生，尽管其平均值随着质量不对称程度的增加而减小。

Neutron star collapse and gravitational waves with a non-convex equation of state

The thermodynamical properties of the equation of state (EoS) of high-density matter (above nuclear saturation density) and the possible existence of exotic states such as phase transitions from nuclear/hadronic matter into quark-gluon plasma, or the appearance of hyperons, may critically influence the stability and dynamics of compact relativistic stars. From a theoretical point of view, establishing the existence of those states requires the analysis of the `convexity' of the EoS. We show indications of the existence of regions in the dense-matter EoS where the thermodynamics may be non-conv…