Rapidly rotating axisymmetric neutron stars with quark cores
本文系统地研究了纯强子和混合致密星的性质。利用密度相关的有效核子-核子相互作用，在满足重离子碰撞流场观测数据的约束条件下，得到了β平衡中子星物质的核物质状态方程.夸克物质的能量密度低于高密度时的核EoS，这意味着核内有可能发生向夸克物质的转变。我们用纯核物质和夸克核求解了旋转恒星的爱因斯坦方程。具有薄壳的β平衡中子星物质能够描述高质量的致密星，但发现中子星内部的核到夸克物质的解除禁闭跃迁导致它们的质量减少。J1614-2230毫秒脉冲双星的最新观测。Demorest等人[1]认为质量在1.97 \pm 0.04 M \odot范围内，其中M \odot是太阳质量。与最近的观测结果一致，纯核子EoS确定了以低于r模不稳定性的频率旋转的NS的最大质量为~1.95 M \odot，半径为~10 km。虽然具有以开普勒频率旋转的夸克核的致密恒星的质量高达~2 M \odot，但如果最大频率受到r模式不稳定性的限制，最大质量~1.7 M \odot将低于观测到的质量1.97 \pm 0.04 M \odot，这是迄今为止测量到的最高质量，这意味着这种大质量的夸克不包括夸克核。
2012-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The possibility of the secondary object in GW190814 as a neutron star
LIGO Scientific和Virgo合作（LVC）在GW 190814观测到了一个质量为$2.50-2.67~M_\odot$的致密天体，这对超核物质的研究提出了巨大的挑战。为了研究这一问题，我们在最新的密度依赖相对论平均场（DDRMF）参数化下系统地计算了中子星的性质，这些参数化是由球形核的基态性质决定的。用DD-MEX和DD-LZ 1方法计算的中子星的最大质量可以在$2.55~M_\odot$附近，由于高密度时矢量势的强排斥作用，它们的状态方程相当僵硬.它们在中子星中心的最大声速$c_s/c$小于$\sqrt{0.8}$，无因次潮汐形变率$1.4~M_\odot$小于$800$。此外，$1.4 ~M_\odot$的半径也满足质量-半径同时测量（NICER）观测的约束。因此，我们不能从DDRMF模型中排除GW 190814中的次级天体是由强子物质组成的中子星的可能性。
2020-08-11 astro-ph.HE nucl-th
The key factor to determine the relation between radius and tidal deformability of neutron stars: slope of symmetry energy
中子星的潮汐形变能$Λ$的约束条件是LIGO和Virgo合作组首次从GW170817中提取出来的，但半径$R$与潮汐形变能$Λ$的关系仍存在争议。利用参数化状态方程（EOS）研究了中子星的$R$和$Λ$之间的关系，以及当质量分别为$1.4$ $M_\odot$、$1.0$ $M_\odot$和$1.8$ $M_\odot$时，它们与对称核物质$E_0$的对称能参数$E_{\rm sym}$和EOS之间的关系.研究发现，虽然$E_{\rm sym}$和$E_0$的高阶参数的变化会使$R_{1.4}$和$Λ_{1.4}$的个别值发生偏移，但$R_{1.4}\simΛ_{1.4}$关系近似位于同一拟合曲线上。对称能$L$的斜率在决定$R_{1.4}\simΛ_{1.4}$关系中起着主导作用。通过检验$R\simΛ$关系的质量依赖性，发现对于大质量中子星，1.4 $M_\odot$的$R\simΛ$关系被打破.
2019-09-05 astro-ph.HE nucl-th
Symmetry energy effect on the secondary component of GW190814 as a neutron star
质量为2.50-2.67 $M_{\odot}$的GW 190814的次级成分可能是迄今为止在致密双星系统中观测到的最轻的黑洞或最重的中子星。为了探索支持大质量中子星的可能物态方程，我们采用了具有密度依赖的等矢量耦合常数的相对论平均场模型来描述中子星物质。可接受的物态方程应满足一些约束条件：物态方程模型能提供满意的核描述;最大质量$M_\textrm{TOV}$大于2.6 $M_{\odot}$ ;正则1.4 $M_{\odot}$中子星$Λ_{1.4}$的潮汐变形能力应在GW 170817的约束范围内。在本文中，我们发现核对称能及其密度依赖性在决定中子星物质物态方程中起着至关重要的作用。2.6 $M_{\odot}$的质量和潮汐形变能$Λ_{1.4}=616_{-158}^{+273}$（基于GW 190814是一个中子星-黑洞双星的假设）的约束可以用对称能$L \leq 50$ MeV的斜率来满足.即使包括来自GW 170817的$Λ_{1.4}=190_{-120}^{+390}$的约束，它抑制了低密度下的EOS刚度，也不能排除GW 190814的次级成分是大质量中子星的可能性。
2021-01-14 astro-ph.HE nucl-th
Evidence for a maximum mass cut-off in the neutron star mass distribution and constraints on the equation of state
我们推断中子星的质量分布在二进制系统中使用灵活的高斯混合模型，并使用贝叶斯模型的选择，探索证据的多模态和一个尖锐的截止质量分布。我们发现了压倒性的证据双峰分布，与以前的文献一致，并首次报告了积极的证据，在最大的中子星质量急剧截止。我们测量的最大质量是$2.0M_\odot < m_\mathrm{max} < 2.2M_\odot$（68\%），$2.0M_\odot < m_\mathrm{max}< 2.6M_\odot$（90\%），和截止的证据是强大的对质量分布模型的选择，并从数据集中删除最极端（最高质量）的中子星。如果这个急剧的截止被解释为致密物质状态方程所允许的最大稳定中子星质量，那么我们的测量就对状态方程施加了限制。对于一组现实的状态方程，支持$>2M_\odot$中子星，我们的推断$m_\mathrm{max}$是能够区分模型之间的比值比高达$12:1$，而根据一个灵活的分段多方状态方程模型，我们的最大质量测量提高了在$3-7\times$的核饱和密度$\sim 30-50\%$相比，简单地要求$m_\mathrm{max}> 2M_\odot$的压力的约束。我们得到的最大声速的下限内达到的中子星的$c_s^\mathrm{max} > 0.63c$（99.8\%），排除$c_s^\mathrm{max} < c/\sqrt{3}$在高的意义。我们对最大中子星质量的…
2018-04-25 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Probing the nuclear equation of state from the existence of a $\sim 2.6~M_{\odot}$ neutron star: the GW190814 puzzle
2019年8月14日，LIGO/Virgo合作观测到一个质量为$\sim 2.59_{-0.09}^{+0.08}~M_{\odot}$的紧凑物体，作为一个系统的组成部分，其中主要的同伴是质量为$\sim 23~M_{\odot}$的黑洞。一场关于低质量成分的鉴定的科学辩论开始了，因为它落入了中子星-黑洞质量间隙。GW 190814事件的性质的理解将提供丰富的信息，有关开放的问题，声速和可能的相变到其他自由度。在本工作中，我们努力探索核物质状态方程与GW 190814事件。首先，我们检查可能的限制，核物质状态方程推断的考虑，低质量的同伴是一个缓慢或快速旋转的中子星。在这种情况下，声速的上限的作用，揭示了与致密的核物质的性质。其次，我们系统地研究了一个可能的高质量候选星的潮汐变形性，该候选星是作为单个恒星存在的，也是作为中子星双星系统的组成星存在的。由于潮汐变形度和半径是中子星状态方程中非常敏感的量，因此它们是致密物质性质的良好计数器。我们推测宇宙中可能存在类似的孤立中子星或中子系统，未来对它们的观测将有助于解决最大中子星质量问题。
2021-01-25 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Cooling of neutron stars and hybrid stars with a stiff hadronic EoS
在中子星的“核介质冷却”方案中，所有可靠的已知温度-年龄数据，包括仙后座A和XMMU-J 1732超新星遗迹中的中心致密天体的数据，都可以用一组冷却曲线很好地解释，这些曲线是通过在典型观测质量范围内恒星质量的变化获得的。最近测量到的两颗中子星PSR J 1614 -2230和PSR J 0348 -0432的高质量，以及PSR J 0737 - 3039 B和PSR J 1756 -2251的伴星的低质量，为质量在$\sim 1.2$到2 $M_\odot$之间的中子星的存在提供了独立的证据。$M>2 M_{\odot}$值要求中子星物质有足够刚性的状态方程。我们调查的一组中子星冷却曲线的反应，以硬化的核物质状态方程，使最大质量约$2.4 M_\odot$将是可访问的，并解除限制相变，从这样的硬核物质在外核的彩色超导夸克物质在内核。在不重新调整冷却输入的情况下，覆盖刚性DD 2状态方程的所有冷却数据所需的质量范围应包括用于描述CasA快速冷却的$2.426 M_\odot$的质量，而夸克物质核的存在加速了冷却，因此CasA冷却数据用质量为$1.674 M_\odot$的混合星来描述。
2015-03-16 astro-ph.HE nucl-th
Isospin asymmetric nuclear matter and properties of axisymmetric neutron stars
利用DDM 3 Y有效相互作用得到的物态方程（EoS）可以得到引力质量超过极限值（$\approx$ 1.6 M $_\odot$）的纯强子致密星，而大多数其它物态方程（EoS）的预测都局限于此。这种有效的相互作用被认为是相当成功的，在提供统一的描述弹性和非弹性散射，各种放射性和核物质的性质。本文系统地研究了纯强子致密星的性质。利用这个地壳薄的EoS，$β$平衡的中子星物质能够描述高质量的致密星，例如PSR B 1516 + 02 B的质量M=1.94 $^{+0.17}_{-0.19}$ M $_\odot$和PSR J 0751 +1807的质量M=2.1 $\pm$ 0.2 M $_\odot$，置信水平为1 $σ$。
2011-01-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-ex
Hyperons in Neutron Stars
在这篇文章中，我简要地回顾了超子对中子星和原中子星性质的一些影响。特别地，我修正了EoS的强烈软化问题，以及由此引起的超子的存在导致的最大质量的减少，由于最近对毫秒双星PSR J1903+0327的异常高质量的测量，这个难题变得更加复杂和难以解决（$1.667\pm 0.021 M_\odot$）、PSR J1614-2230（$1.97 \pm 0.04 M_\odot$）和PSR J0348+0432（$2.01 \pm 0.04 M_\odot$）。提出了一些解决这个问题的解决方案进行了讨论。最后，我也重新审视超子对新生中子星的冷却特性和所谓的r-模不稳定性的作用。
2015-09-11 astro-ph.HE nucl-th
Implications of the mass $M=2.17^{+0.11}_{-0.10}$M$_\odot$ of PSR~J0740+6620 on the Equation of State of Super-Dense Neutron-Rich Nuclear Matter
我们研究了最近报告的PSR~ J 0740 +6620的质量$M=2.17^{+0.11}_{-0.10}$ M $_\odot$对超致密丰中子核物质状态方程（EOS）的影响，并考虑到基于PSR~ J 0348 +0432的质量$M=2.01\pm 0.04$ M $_\odot$、GW 170817的最大潮汐变形性以及各种陆地核实验室实验的早期结果。测量超致密同位旋对称核物质刚度的偏度$J_0$的下限从约-220 MeV提高到-150 MeV，显著降低了其当前的不确定性范围。高密度对称能的下限也明显增加，导致在$β$ -平衡下中子星中的最小质子分数从约0上升到约5\%，约为核物质饱和密度的三倍。一些最广泛使用的和以前测试良好的模型EOS的困难，同时预测最大质量高于2.17 M $_\odot$和压力一致，从GW 170817提取一些有趣的新的挑战，核理论。
2019-05-25 astro-ph.HE gr-qc nucl-ex
Vacuum fluctuation effects on hyperonic neutron star matter
在相对论平均场（RMF）理论框架下研究了真空涨落（VF）对超声波中子星物质性质的影响。VF修正导致了介质中重子和介子质量的密度依赖性。我们比较了采用三种介子-超子耦合所得到的结果。超子修正和VF修正的引入软化了超子中子星物质的状态方程，从而降低了超子中子星的质量。$δ$场的存在扩大了超声波中子星的质量和半径。考虑到介子-超子耦合的不确定性，得到的超子中子星的最大质量在$1.33M_{\odot}\sim1.55M_{\odot}$范围内。
2009-10-28 hep-ph nucl-th
The interplay of astrophysics and nuclear physics in determining the properties of neutron stars
本研究联合电磁和引力波观测推断中子星状态方程及两个族群性质，确认质量分布差异，并发现观测最大质量与核物理上限一致，半径约束更紧。
2025-05-12 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
(No) neutron star maximum mass constraint from hypernuclei
最近对两颗$2\, M_\odot$中子星质量的测量提出了一个问题，即如此大的质量是否允许中子星内部存在奇异的自由度，如超子。在目前的工作中，我们将调查如何现有的超核属性可能会约束的中子星的状态方程和面对的中子星最大质量的状态方程校准到超核属性与天体物理$2\,M_\odot$约束。研究采用相对论平均场方法来描述超核和中子星的状态方程。一组五个模型符合$2\,M_\odot$的纯核子组成。对所有考虑的模型都确定了$Λ$ -介子耦合.研究了具有完整重子八重态的超子星，由于缺乏实验数据，将$Σ$和$Ξ$超子的耦合限制在$ω-$，$ρ-$和$σ-$介子，并采用统一状态方程计算了最大恒星质量.我们的结论是，目前可用的超核实验数据和缺乏约束的非对称状态方程的核物质在高密度不允许进一步限制中子星物质状态方程使用最近的$2\, M_\odot$的观测。研究还表明，对于由SU（6）对称性给出的$g_{ωΛ}$耦合，对称核物质中的$Λ$势在饱和时取$\sim 30-32$ MeV，接近文献中通常使用的值。然而，$Λ$物质中的$Λ$势在-16和-8 MeV之间变化，对于矢量介子耦合，取SU（6）值，与通常使用的$-1$和$-5$ MeV之间的值不同。
2017-01-23 astro-ph.HE nucl-th
Neutron star properties in density-dependent relativistic Hartree-Fock theory
利用新近发展的密度相关相对论Hartree-Fock（DDRHF）强子物质物态方程，首次研究了无超子的静态和$β$平衡中子星的性质，并与相对论平均场（RMF）模型的预言和最近的观测数据进行了比较.详细讨论了Fock项对高密度非对称核物质性质的影响。由于$σ$ -和$ω$ -交换项对对称性能量的重要贡献，DDRHF计算预测了中子星中的大质子分数，这强烈地影响了恒星的冷却过程.利用DDRHF方法计算了中子星发生直接Urca过程的有效相互作用PKO 2和PKO 3的临界质量约为1.45 $M_\odot$，接近于现代软X射线数据分析确定的极限值1.5 $M_\odot$. DDRHF计算的中子星最大质量在2.45 M $_\odot$和2.49 M $_\odot$之间，这与PSR B 1516 + 02 B的高脉冲星质量$2.08 \pm 0.19 M_\odot$相当一致。DDRHF得到的中子星质量-半径关系与孤立中子星RX J1856的热辐射测量结果、LMXB 4U 0614+09和4U 1636-536的QPO频率极限以及LMXB EXO 0748-676的红移值一致。
2009-10-22 nucl-th
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。
2017-08-25 astro-ph.SR nucl-th
Equation of State for Nucleonic and Hyperonic Neutron Stars with Mass and Radius Constraints
我们得到一个新的中子星核子和超核内核的状态方程，满足2个$M_{\odot}$观测以及最近的恒星半径低于13公里的测定。核子状态方程是从一个新的参数化FSU 2的相对论平均场功能，满足这些最新的天体物理约束，并在同一时间，再现核物质和有限核的性质，同时履行限制推导出的高密度物质从重离子碰撞。一方面，中子星物质的状态方程在饱和密度附近软化，这增加了正则中子星的致密性，导致恒星半径低于13 km。另一方面，状态方程在较高密度下足够刚性，以满足2 $M_{\odot}$极限。通过对参数化的一点修改，我们还发现，当考虑超子时，半径约为13 km的2颗$M_{\odot}$中子星的约束也满足.包含在磁星中存在的高磁场进一步加强了状态方程。表面磁场为$ \sim 10^{15}$ G，内部磁场为$\sim 10^{18}$ G的超声波磁星，最大质量可达2 $M_{\odot}$，半径在12-13 km范围内。
2016-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Limiting masses and radii of neutron stars and their implications
我们结合状态方程的致密物质的两倍核饱和密度（$n_{\rm sat}=0.16\, \text{fm}^{-3}$）获得的手征有效场理论（$χ$ EFT），和最近的观测中子星，以获得有关的高密度物质在其核心遇到的见解。在我们的研究中的一个关键因素是最近的贝叶斯分析相关的EFT截断误差的基础上顺序的顺序计算下一个到领先的$χ$ EFT扩展。我们完善的最大质量的界限所施加的因果关系在高密度，并提供严格的限制上的最大和最小半径的$\sim1.4\,{\rm M}_{\odot}$和$\sim2.0\,{\rm M}_{\odot}$明星。包括$χ$ EFT预测从$n_{\rm sat}$到$2\,n_{\rm sat}$减少了一个$1.4\,{\rm M}_{\odot}$明星，$R_{1.4}$，由$\sim3.5\, \text{km}$半径的允许范围。如果观测表明$R_{1.4}<11.2\, \text{km}$，我们的研究意味着，无论是平方声速$c^2_{s}>1/2$的密度高于$2\,n_{\rm sat}$，或$χ$ EFT打破低于$2\,n_{\rm sat}$。我们还评论的性质，在GW 190814与质量$\simeq 2.6\,{\rm M}_{\odot}$的次级致密物体，并讨论了大质量中子星$>2.1 \,{\rm M}_{\odot}\,(2.6\,{\rm M…
2021-04-20 astro-ph.HE nucl-th
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。
2025-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Temperature Effects on Core g-modes of Neutron Stars
中子星提供了一个独特的物理实验室来研究高密度物质的性质。我们研究的诊断组成的高密度物质，即g模式振荡，这是由浮力驱动。这些振荡可以由潮汐力激发并耦合到引力波。我们扩展先前的结果为g-模式的冷中子星物质的光谱的温度，预计将达到中子星合并使用参数化的有限温度效应最近提出的Raithel，Özel和Psaltis。我们发现正则质量中子星（$\approx$ 1.4 $M_{\odot}$）的g模在高温下被抑制，而核$g$模只在热中子星中质量最大的（$\geq $ 2 $M_{\odot}$）中才被支持.
2022-07-17 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Computation of Neutron Star Structure Using Modern Equation of State
利用微观计算导出的现代物态方程，计算了中子星的结构。对于中子星，我们得到了$0.1 {\rm M_{\odot}}$附近的一个几乎与物态方程无关的最小质量，以及一个在$1.47 {\rm M_{\odot}}$和$1.98 {\rm M_{\odot}}$之间强烈依赖物态方程的最大质量。结果表明，在我们所用的中子星物质物态方程中，最硬的物态方程具有较大的最大质量和半径，而中心密度较小。结果表明，Reid-93状态方程的最大质量与射电望远镜的精确观测值有很好的一致性。我们已经指出，中子星地壳的厚度是非常小的预测相比，中子星半径。
2008-10-20 astro-ph nucl-th
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
GW190814: Spin and equation of state of a neutron star companion
LIGO/Virgo最近发现了一个合并的双星系统，它有一个$\sim 23 M_\odot$黑洞和一个$\sim 2.6 M_\odot$紧凑的伴星，这引发了一场关于次级黑洞性质的争论，它落入了所谓的质量间隙。在这里，我们探讨的假设，次级是一个中子星（NS）的一些后果。我们表明，迄今可行的状态方程（EOSs），快速均匀旋转的具体例子可能既不是必要的一些EOSs，也不足以为其他解释存在的NS。从GW 170817得到的球形NS最大质量的绝对上限已经表明，这个未知的致密伴星可能是一个缓慢甚至不旋转的NS。然而，GW 170817所青睐的几个具有最大球形质量$\lesssim 2.1 M_\odot$的软NS EOS不能用来解释这个物体，即使允许最大均匀旋转。相比之下，足够坚硬的EOS产生缓慢旋转或在某些情况下不旋转的$2.6 M_\odot$ NS，并且与GW 170817和NICER的结果兼容，可以解释黑洞伴星。
2020-12-14 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Constraints on the maximum mass of neutron stars with a quark core from GW170817 and NICER PSR J0030+0451 data
利用LIGO/Virgo探测到的GW 170817双星合并的潮汐形变观测数据和\nicer探测到的PSR J 0030 +0451的质量和半径，对具有夸克核的中子星的最大质量$M_{\rm TOV}$进行了贝叶斯分析.分析是在假设强子-夸克相变是一阶相变的情况下进行的，其中由软QMF或硬DD 2状态方程（EOS）以统一的方式描述的低密度强子物质转化为由通用的“恒定声速”（CSS）参数化建模的高密度夸克物质相。测量的$2.14 \,{\rm M}_{\odot}$脉冲星MSP J 0740 +6620的质量分布被用作$M_{\rm TOV}$的下限。我们发现对于QMF（DD 2），混合星最大质量的最可能值是$M_{\rm TOV}=2.36^{+0.49}_{-0.26}\,{\rm M}_{\odot}$（$2.39^{+0.47}_{-0.28}\,{\rm M}_{\odot}$），在$90\%$的后验可信水平上，有一个绝对上界在$2.85\,{\rm M}_{\odot}$附近.这样的结果似乎强大的强子状态方程的不确定性。我们还讨论了这一结果的天体物理意义，特别是合并后的产品GW 170817，短伽玛射线暴，和其他可能的双中子星合并。
2021-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Estimation of the effect of hyperonic three-body forces on the maximum mass of neutron stars
基于微观Brueckner-Hartree-Fock方法的超声波物质模型，补充了简单唯象的密度依赖接触项，用于估算超声波三体力对中子星最大质量的影响.我们的结果表明，尽管超声波三体力可以使超声波星的最大质量与$1.4-1.5 M_\odot$的当前极限相协调，但它们无法提供使最大质量与大质量中子星的观测相兼容所需的排斥力，例如最近对毫秒级双星PSR J1614-2230（$1.97 \pm 0.04 M_\odot$）和PSR J1903+0327（$1.667 \pm 0.021 M_\odot$）异常高质量的测量。
2011-03-03 nucl-th
Effects of Fock term, tensor coupling and baryon structure variation on a neutron star
在相对论Hartree-Fock近似下计算了中子物质的状态方程。在夸克-介子耦合模型下，考虑了矢量介子与重子的张量耦合，并考虑了重子在物质中内部结构的变化。我们得到的最大中子星质量$\sim 2.0 M_\odot$，这是一致的，最近观察到的，精确的质量，$1.97\pm0.04 M_{\odot}$。福克贡献是非常重要的，特别是，张量耦合的列入是至关重要的，以获得如此大的质量。物质中重子结构的变化也增加了中子星的质量。
2011-10-18 astro-ph.SR hep-ph nucl-ex
The Radius of PSR J0740+6620 from NICER and XMM-Newton Data
PSR J 0740 $+$ 6620的重力质量为$2.08\pm 0.07~M_\odot$，这是中子星中最高的质量。因此，测量它的半径将提供独特的洞察中子星核心物质在高密度的性质。在这里，我们报告了基于旋转热点图案与中子星内部成分探测器（NICER）和X射线多镜（XMM-Newton）X射线观测的拟合的半径测量结果。我们发现PSR J 0740 $+$ 6620的赤道圆周半径为$13.7^{+2.6}_{-1.5}$ km（68%）。我们应用我们的测量，结合以前的NICER质量和PSR J 0030 $+$ 0451的半径测量，其他两个$\sim 2~M_\odot$的质量，和潮汐变形约束从两个引力波事件，三个不同的框架的状态方程建模，并找到一致的结果在$\sim 1.5-3$倍核饱和密度。对于一个给定的框架，当所有的测量包括$1.4~M_\odot$中子星的半径是已知的$\pm 4$ %（68%的可信度）和一个$2.08~M_\odot$中子星的半径是已知的$\pm 5$ %。在这三个框架中，跨越所有半径估计值的$\pm 1σ$可信区间的完整半径范围，对于$1.4~M_\odot$中子星为$12.45\pm 0.65$ km，对于$2.08~M_\odot$中子星为$12.35\pm 0.75$ km。
2021-05-14 astro-ph.HE gr-qc nucl-ex
Hyperonic Neutron Star Matter in Light of GW170817
自2013年以来，脉冲星PSR J 0348 +0432（$M = 2.01\,M_{\odot}$）的质量对中子星状态方程提供了严格的约束。然而，对最近探测到的BNS合并（GW 170817）的一些不同分析指出，在$2.16\,M_{\odot}$附近有一个最大的中子星质量。此外，最近的一项研究确定毫秒脉冲星PSR J2215+5135的质量为$2.27^{+0.17}_{-0.15}\,M_{\odot}$。在这项工作中，我们调查的超子在中子星物质中的存在，根据这些新的质量测量使用状态方程计算的相对论平均场近似。特别注意利用超核和SU（3）对称关系研究中的经验数据来确定介子-超子耦合常数。我们发现，在合理选择介子-超子耦合常数的情况下，超子状态方程可以满足这些新的质量约束，在中子星的核心中，超子可能占重子总数的10%以上.
2018-12-12 nucl-th
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。
2012-01-01 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Effect of the symmetry energy and hyperon interaction on neutron stars
在相对论平均场论框架下，研究了对称能和奇异含量的密度依赖性对冷中子星结构的联合影响。结果表明，2 $M_\odot$得到排斥$YY$相互作用，并优选为一个小的或一个大的斜率$L$。在核物质中，一个吸引的$Σ$势将有利于质量像$\sim 1 M_\odot$一样小的恒星出现奇异性，然而，如果它是排斥的，只有质量为$\gtrsim 1.4 M_\odot$的恒星才会包含奇异性。减小对称性能量斜率和包含超子的联合效应是进一步减小半径。中子星最大质量随对称性能量斜率的变化呈非单调变化，最小质量值为$L\sim 80$ MeV。其他中子星变星随对称能的斜率呈非线性演化，并依赖于超子-核子和超子-超子耦合。中子星的半径与中子星的总奇异度成线性关系，其斜率与中子星的质量和对称能的斜率无关。
2015-02-17 nucl-th
Neutron stars with Hyperons in Dirac-Brueckner-Hartree-Fock approach
利用包含超子自由度的Dirac-Brueckner-Hartree-Fock（DBHF）方法研究了中子星物质的性质。为了处理物质中的超子，我们首先考察了重子自能空间部分在高密度下的重要性，然后研究了重子负能态的影响，从而给出了重子-重子散射的介质反应矩阵与重子自能之间的明确关系.在核物质静止坐标系下，我们用波恩势求解耦合的Bethe-Salpeter方程。我们假设八种非奇异和奇异介子（$σ,\,δ,\,ω,\,ρ,\,η,\,π,\,K,\,K^{\ast}$）参与了重子间的相互作用。然后计算了重子的自能、物质的能量密度和压强。本文的计算提供了一个由Pauli不相容效应、两重子间的短程关联等产生的高密度中子星物质的硬态方程。我们最终预测了$2.02\,M_{\odot}$的最大中子星质量，它与最近观测到的质量$1.97\pm0.04M_{\odot}$（J1614-2230）和$2.01\pm0.04M_{\odot}$（J 0348 +0432）相一致。
2014-10-27 astro-ph.SR hep-ph nucl-ex
Hadron-Quark phase transition in the context of GW190814
在密度依赖的相对论平均场模型（DD-RMF）下，计算了强子物质中中子星的性质。研究了向夸克物质的相变，并利用矢量增强袋模型（vBag）系统地计算了混合星物质的性质。利用Gibbs和Maxwell构造方法，在DD-LZ 1和DD-RMF参数组下，中子星的最大质量在纯强子相时约为2.55 $M_{\odot}$，在强子-夸克混合相时约为2 $M_{\odot}$.在1.4 $M_{\odot}$，$Λ_{1.4}$的混合EoS的潮汐变形，保持不变的纯强子EoS与麦克斯韦建设，但随着增加的中子星质量的吉布斯建设。虽然纯强子物质EoS满足最近观测到的GW 190814数据的质量约束，这意味着一个僵硬的中子星EoS，强子-夸克相变满足最近观测GW 170817的约束。因此，我们不能排除GW 190814中的次级天体是一颗中子星的可能性，该中子星具有向满足2 $M_{\odot}$最大质量极限的夸克物质的相变。
2021-09-08 nucl-th
Non-rotating and rotating neutron stars in the extended field theoretical model
利用扩展的场论模型，研究了非旋转和旋转中子星在不同高密度状态下的性质。通过改变$ω-$介子自耦合和超子-介子耦合，这些EOS的高密度行为是不同的，以这样一种方式，适合于体核可观测量的质量，核物质不可压缩系数和超子-核子势深度几乎保持不受影响。我们发现非旋转中子星的最大质量的最大值是$2.1M_\odot$。具有正则质量的中子星的半径是$12.8 - 14.1$ km，前提是只考虑那些最大质量大于$1.6M_\odot$的EOS，因为它是迄今为止测量的最大质量的下限。我们对最近发现的旋转最快的中子星的研究结果表明，这颗恒星是超大质量的，质量为$1.7 - 2.7M_\odot$，圆周赤道半径为$12 - 19$ km。
2007-09-26 astro-ph nucl-th
Hyper-neutron stars from an ab initio calculation
本文通过新开发的辅助场量子蒙特卡罗算法结合核晶格有效场论，对含超子的中子星性质进行从头计算，推导三种EoS并确定关键天体物理量，其预测与最新观测约束一致，还首次研究旋转构型影响。
2025-02-20 nucl-th
Examination of the influence of the f$_{0}$(975) and $ϕ$(1020) mesons on the surface gravitional redshift of the neutron star PSR J0348+0432
在相对论平均场理论的框架下，通过选取合适的超子耦合常数，研究了介子$f_{0}(975)$和$ϕ(1020)$对中子星PSR J 0348 +0432表面引力红移的影响.我们发现，与不考虑介子$f_{0}(975)$和$ϕ(1020)$相比，中子星PSR J 0348 +0432的半径$R$的值范围将从窄范围12.964 km $\sim$ 12.364 km变为宽范围12.941 km $\sim$ 11.907 km，对应于观测质量M= 1.97 M $_{\odot}$ $\sim$ 2.05 M $_{\odot}$。我们还发现，当考虑介子$f_{0}(975)$和$ϕ(1020)$时，中子星PSR J 0348 +0432的表面引力红移$z$的取值范围从0.3469 $\sim$ 0.3997到0.3480 $\sim$ 0.4263，对应于观测质量M=1.97 M $_{\odot}$ $\sim$ 2.05 M $_{\odot}$.这意味着当考虑介子$f_{0}(975)$和$ϕ(1020)$时，半径$R$和表面引力红移$z$都将被限制在更宽的范围内。我们还可以看出，无论是否考虑介子$f_{0}(975)$和$ϕ(1020)$，半径和表面引力红移的差别都不大。这表明介子$f_{0}(975)$和$ϕ(1020)$在大质量中子星PSR J 0348 +0432中并不起…
2017-12-23 nucl-th
Anisotropic pressure and hyperons in neutron stars
在扩展的相对论平均场框架下，研究了各向异性压力对核内超子中子星性质的影响。研究发现，各向异性压力对中子星物质的主要作用是增加物态方程的刚度，从而补偿超子对物态方程的软化。如果我们使用各向异性压力模型$h \le 0.8$ [1]和$Λ\le -1.15$ [2]中的参数，则具有超声波核的各向异性中子星的最大质量和红移的预言与最近的观测约束结果是完全一致的。当$M$ =1.4 $M_\odot$时，对应的中子星半径大于13 km，而各向异性压力对中子星最小质量的影响不明显。此外，由于中子星内部压力的各向异性，大于2.1 $M_\odot$的最大质量极限不能排除中子星核心中超子的存在。
2014-12-23 nucl-th
Asymmetric Nuclear Matter and Neutron Star Properties in Relativistic ab initio Theory in the Full Dirac Space
通过求解全Dirac空间中的相对论Brueckner-Hartree-Fock方程，澄清了非对称核物质从头计算中关于有效Dirac质量与同位旋相关性的长期争论.在饱和密度下的对称能及其斜率参数分别为$E_{\text{sym}}(ρ_0)=33.1$ MeV和$L=65.2$ MeV，与经验值和实验值一致.进一步的应用预测了中子星半径$R_{1.4M_\odot}\approx 12$ km和中子星最大质量$M_{\text{max}}\leq 2.4M_\odot$。
2022-08-29 nucl-ex nucl-th
