A bag model of matter condensed by the strong interaction
受各种天体物理现象的启发，人们认为脉冲星状致密星完全由奇异夸克（具有三光味对称性的夸克团）和少量电子组成。为了更好地约束奇异子星的性质，我们提出了一个用强相互作用（即，强凝聚态物质）在2味（核子）和3味（超子，奇异等）。场景模型参数的校准再现的饱和特性的核物质，这是后来应用到超子物质和奇异子物质。与重子物质相比，如果奇异子中含有大量的价夸克，则奇异子物质的每重子导出能量会降低，从而使物态方程变硬，从而使奇异子星的最大质量增大。在大的参数空间中，由链接袋模型预测的奇异星的最大质量和潮汐形变与当前的天体物理约束是一致的。发现奇异子星的最大质量可达$\sim 2.5M_\odot$，而$1.4M_\odot$奇异子星的潮汐变形能力在$180\lesssim Λ_{1.4} \lesssim 340$范围内。
2022-05-11 astro-ph.HE nucl-th
Estimating Microscopic Nuclear Data by Compact Star Observations
基于扩展的$σ$ - $ ω$模型，研究了PSR J 0740 $+$ 6620、PSR J 0348 $+$ 0432和PSR J1614 $-$ 2230脉冲星质量和半径的观测数据.在我们的分析中，我们假设这些恒星是最大质量的致密星，因此我们应用了核心近似。基于我们的模型计算的致密星微观参数与宏观参数之间的线性关系，我们估算了致密星的平均朗道质量$m_L = 752.46^{+49.1}_{-42.5}$ MeV和压缩率$K = 261.7^{+57.2}_{-28.0}$ MeV.
2021-07-26 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Braking Index of Isolated Pulsars
孤立双星是旋转的中子星，具有精确测量的角速度$Ω$，它们的时间导数明确地表明双星正在减速。普遍接受的观点是，它是通过磁偶极子辐射（MDR）从旋转磁化体的发射。计算的能量损失由一个旋转的脉冲星与一个恒定转动惯量假设成正比的模型依赖的功率$Ω$。该关系导致幂律$\dotΩ$ = -K $Ω^{\rm n}$，其中$n$称为制动指数。MDR模型预测$n$恰好等于3。对孤立星系的选定观测提供了相当精确的$n$值，个别精确到百分之几或更好，在1 $ <$ n $ < $ 2.8的范围内，这始终小于MDR模型的预测。尽管对MDR模型的各种修改进行了广泛的调查，但尚未发现令人满意的观察解释。这项工作的目的是确定偏离$n$的值从典型的$n = 3$的恒星与频率依赖的转动惯量的频率范围内从零到开普勒速度（开始质量脱落的旋转变形的明星），在宏观MDR模型。我们首次使用恒星的微观现实状态方程（EoS）来确定其行为和结构。此外，我们研究的重子质量M $_{\rm B}$的明星，和可能的核心超流性，在MDR模型的制动指数的值的影响。
2016-08-03 astro-ph.HE
Pulsar glitches in the presence of vortex traps
Ashoka University（阿肖卡大学）；Sabancı University（萨班哲大学）；Qingdao Binhai University（青岛滨海学院）
研究脉冲星自转突变，采用Barnes - Hut近似模拟大量涡旋，探究非均匀钉扎时的突变情况，发现成熟脉冲星突变上升交错，年轻到中年恒星的相关配置会使突变大小分布呈双峰性，且涡旋分布会自发产生宏观不均匀性。
2026-07-23 astro-ph.HE
X-ray emission from isolated neutron stars: latest results from XMM-Newton, NICER and eROSITA
本文综述了孤立中子星的热与非热X射线成分，并利用XMM-Newton、NICER和eROSITA的最新观测，探讨了热发射INSs、普通脉冲星及长周期脉冲星之间的关联与挑战。
2025-01-21 astro-ph.HE
The remnant of GW170817: a trapped neutron star with a hypermassive incompressible superfluid core
我们的双度规时空模型的glitching双星被应用到残留的GW 170817。因此，超星系诞生时具有胚胎不可压缩的超导胶子-夸克超流核心（SuSu-matter），嵌入闵可夫斯基时空，而周围的可压缩和耗散介质（CDM）嵌入弯曲时空。当恒星冷却下来时，两个时空之间的平衡被改变，从而引发了观察到的毛刺现象。在此基础上，假设所有的中子星（NS）出生时具有相同的初始质量$M_{NS}(t=0) \approx 1.25\,\mathcal{M}_{\odot},$，我们认为，GW 170817的残余应该是一个相对较暗的NS与超大质量的中央核心构成的SuSu-matter。剩余物的有效质量和半径被预测为$[2.8 \mathcal{M}_{\odot} < \mathcal{M}_{rem} \le 3.351 \mathcal{M}_{\odot}]$和$R_{rem}=10.764$ km，而封闭的SuSu-core的质量为$\mathcal{M}_{core}=1.7 \mathcal{M}_{\odot}.$这里，大约$1/2~ \mathcal{M}_{core}$是由胶子-夸克-等离子体从微观到宏观的相变触发的能量增强。目前残骸的致密性是$α_c = 0.918,$，但预计随着CDM和冷却而增加，使残骸成为不可见的暗能量物体，因此是一个很好的黑洞候选者。
2020-10-15 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Angular Momentum Transfer in Vela-like Pulsar Glitches
在超流涡的储存和释放的现实场景中，从未计算过{\em directly}与船帆状故障相关的角动量转移;因此，用涡来解释巨大故障还没有经过观测的检验。我们提出了第一个物理上合理的模型，无论是在微观和宏观层面（球形几何，n = 1多变的密度分布，密度相关的钉扎力与涡刚性兼容），以确定在恒星的涡被钉扎，有多少，以及多久。对于标准中子星参数（$M=1.4 M_{\odot}, R_s=10$ km，$\dotΩ=\dotΩ_{\rm Vela}=-10^{-10}$ Hz s $^{-1}$），我们发现最大的$f_m\approx10^{15}$ dyn cm $^{-1}$级的钉扎力可以积累超流角动量的$ΔL_{\rm gl}\approx10^{40}$ erg s，并以$Δt_{\rm gl}\approx3$年的间隔向地壳释放.这种对$ΔL_{\rm gl}$的估计比目前的故障后恢复模型间接暗示的要小一个数量级，在目前的模型中，地核和地壳内的涡旋被认为是物理上不连通的;然而，它成功地产生了{\em both}跳跃参数$ΔΩ_{\rm gl}$和$Δ\dotΩ_{\rm gl}$在最近Vela毛刺中观察到的幅度，假设在短时间尺度的故障中，只有一小部分恒星涡度（$<10%$）与地壳耦合。这在我们的方法中是合理的，因为在地核和内地壳之间不存在正常物质层，正如现有的微观计算所表明的那样。尽…
2011-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Searching for strange quark matter objects in exoplanets
强子物质的真正基态可能是奇异夸克物质。因此，观测到的中子星实际上可能是奇异的夸克星，而不是中子星。然而，由于奇异夸克星和中子星在宏观上的相似性，SQM假说的证伪仍然是一个难题。在这里，我们提出了一个有希望的方法来探测奇异夸克物质的存在。在SQM假说的框架下，奇异夸克矮星甚至奇异夸克行星也可以稳定存在。注意到SQM行星不会潮汐中断，即使当他们得到非常接近他们的主恒星，由于其极端紧凑，我们认为，我们可以确定SQM行星通过搜索非常接近太阳系外行星系统中的行星。特别是，我们应该关注轨道半径小于$\sim 5.6 \times 10^{10}$ ~cm、周期小于$\sim 6100$ ~s的可能脉冲星行星。在目前探测到的围绕正常主序星的$\sim 2950$系外行星中进行了彻底的搜索，未能识别出任何符合SQM标准的稳定近距离物体，即位于正常物质行星的潮汐破裂区域。然而，轨道半径为$\sim 6 \times 10^{10}$ ~cm，轨道周期为$7837$ ~s的脉冲星行星PSR J 1719 - 1438 B被认为是一个很好的候选者。
2017-09-13 astro-ph.HE
How Bright in Gravitational Waves are Millisecond Pulsars for the Galactic Center GeV Gamma-Ray Excess? A Systematic Study and Implications for Dark Matter
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）
研究毫秒脉冲星通过引力波信号解释银河系中心GeV伽马射线过剩的可能性及对暗物质的启示。
2026-03-02 astro-ph.HE gr-qc hep-ex
Exploring fundamental physics with neutron stars
在这堂课中，我们将根据基本的物理原理，首次介绍中子星。在概述了从观测中获得的它们杰出的宏观性质之后，我们推断出它们内部物质的极端条件。然后，我们描述了两个关键的物理现象的特点紧凑的恒星，即强简并物质的引力稳定性和中子化的核物质的密度增加，并解释如何形成和性质的中子星是一个直接后果的极端压缩的物质在强引力。最后，我们描述了不同的外部宏观特征（例如，最大质量，表面温度，脉冲星故障）的多波长观测可以提供有关奇异内部微观场景的宝贵信息：超密度，同位旋不对称，超流体，散装强子物质（可能在最中心的区域解除限制），这在宇宙中其他地方都找不到。事实上，中子星是研究QCD相图中低温、高密度部分性质的独特探针。此外，致密恒星的双星系统允许在强场状态下对弯曲时空的性质进行极其精确的测量，并且是引力波的有效来源。
2016-09-24 astro-ph.HE
Quark stars with 2.6 $M_\odot$ in a non-minimal geometry-matter coupling theory of gravity
本文用非最小几何-物质耦合引力理论分析了奇异星的流体静力平衡位形。这些恒星是由奇怪的夸克物质组成的，它们的分布由麻省理工学院的状态方程控制。非最小GMC理论由以下引力作用量描述：$f(R,L)=R/2+L+σRL$，其中$R$表示曲率标量，$L$是物质拉格朗日密度，$σ$是耦合参数。当考虑这个理论时，奇怪的恒星变得更大，质量更大。特别是当$σ=50$ km $^2$时，该理论可达到2.6 $M_\odot$，适用于描述事件PSR J2215+5135和PSR J1614-2230，以及GW 190814事件中次级天体的质量。2.6 $M_\odot$是广义相对论中即使考虑到快速旋转效应也很难达到的值，并且与最近测量的银河系盘中最重和最快的脉冲星PSR J 0952 -0607（$M = 2.35 \pm 0.17 ~M_\odot$）的质量相一致，支持其组成中可能存在奇怪的夸克物质。非极小GMC理论也能给出描述奇异候选星宏观特征的可行结果。
2022-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Hadronic matter phases and their application to rapidly rotating neutron stars
中子星通常被认为是具有高密度内部和内核区域的天文物体，其中预计会出现各种强子物质相。一些研究表明，内部结构影响恒星的宏观现象。然而，我们知道恒星的内部结构强烈依赖于状态方程（EOS）。高密度物质的物态方程仍然不清楚，最近的一些观测表明物态方程的限制。理论研究应阐明在高密度和/或高温下的EOS。例如，许多理论研究试图解释快速旋转的中子星的旋转效应（即，（图1）。因此，我们也将我们的EOS应用于快速旋转的恒星。此外，中子星会产生很强的磁场。最近的一些研究表明，这个磁场对EOS施加限制。在本文中，我们集中在内部结构的调查和我们的EOSs旋转的恒星的应用。我们发现，我们的EOS之一是一致的观察，另一个是不一致的。我们还发现了一个重要的关系半径和旋转。
2015-12-28 astro-ph.HE
Rapidly spinning dark matter-admixed neutron stars
本研究建模了暗物质独立自转的均匀自转中子星，考察共转与反转情景下暗物质对质量-半径关系、开普勒极限和转动惯量等宏观性质的影响，为自相互作用暗物质的天体物理意义提供新见解。
2025-06-26 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Spin effects in superfluidity, neutron matter and neutron stars
Frankfurt Institute for Advanced Studies（法兰克福高等研究所）；Institute of Theoretical Physics, University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学理论物理研究所）；Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学天体物理学实验室）
本文探讨了中子星内部物理中自旋、磁场和超流体/超导体的微观与宏观表现，分析了自旋统计对中子星稳定性的影响，并讨论了多信使观测对质量、半径和转动惯量的约束。
2026-09-22 astro-ph.HE nucl-th
XTE J1814-338 as a dark matter admixed neutron star
针对超紧凑天体 XTE J1814-338 的极低半径对中子星理论的挑战，本文重新审视暗物质混合中子星理论，推断其物理性质并与其他脉冲星比较，以解释其致密性。
2025-01-04 astro-ph.HE hep-ph
Implications of Fermionic Dark Matter Interactions on Anisotropic Neutron Stars
研究探讨费米暗物质与中子星相互作用对各向异性的影响，通过双流体模型和不同状态方程分析，发现暗物质亚分数和耦合强度影响中子星质量、半径及潮汐变形性，可能通过观测约束揭示暗物质存在。
2024-09-12 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Superfluidity and Vortex Dynamics in Neutron Stars
Montana State University（蒙大拿州立大学）；Frankfurt Institute for Advanced Studies（法兰克福高等研究所）
本综述考察中子星的超流性与超导性，梳理核子配对、涡旋动力学等微观与介观物理，探讨其与脉冲星观测现象的关联，明确相关关键开放问题。
2026-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Spin symmetry energy and equation of state of spin-polarized neutron star matter
在Hartree-Fock（HF）理论框架下，采用真实的密度相关核子-核子相互作用，研究了自旋极化核物质的物态方程。在NM中自旋极化重子的非零分数$Δ$，HF能量密度的自旋和自旋-同位旋依赖部分产生$Δ$能量，其行为方式与\emph{isospin symmetry}能量大致相同，在文献中广泛讨论为核对称性能量。HF研究表明，在整个重子密度范围内，自旋对称能与核对称能之间存在着强的相关性。自旋对称能对自旋极化NM的物态方程的重要贡献与核对称能对同位旋极化或非对称（富中子）NM的物态方程的重要贡献相当。基于HF能量密度，得到了自旋极化（$β$稳定）$eμ$物质的状态方程，用于确定中子星（NS）的宏观性质。为了探讨自旋对称能对引力质量$M$和半径$R$的影响以及NS的潮汐变形性，提出了自旋极化分数$Δ$的真实密度依赖性.通过对NS并合GW 170817引力波信号的相干贝叶斯分析和最重磁星的观测质量的经验约束，揭示了自旋对称能$W$、核对称能$S$和核不可压缩性$K$对磁星核子物质物态方程的强烈影响.
2022-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Stellar Superradiance and Low-Energy Absorption in Dense Nuclear Media
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔研究所）；CENTRA, Departamento de Física, Instituto Superior Técnico (IST), Universidade de Lisboa (UL)（里斯本大学高级技术学院物理系中心引力研究中心）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；The Hong Kong University of Science and Technology（香港科技大学）；Deutsches Elektronen-Synchrotron DESY（德国电子同步加速器）
研究恒星超辐射与低能吸收机制，探讨中子星超辐射中boson-物质相互作用的微物理耦合对宏观生长率的影响，发现集体多重散射效应能显著抑制超辐射速率。
2026-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
