Neutron skin systematics from microscopic equations of state
本文基于全微观状态方程对中子皮进行了分析，其中考虑了N3LO处的手征双核子力和手征三核子力。其他的理论预测和最近的限制也得到解决，如PREX II实验和最新的宇称违反电子散射测量的27铝中子皮。
2022-06-02 nucl-th
Probing the possibility of hotspots on the central neutron star in HESS J1731-347
位于超新星遗迹Cas A和HESS J1731-347中心的中子星的X射线能谱与碳大气模型符合得很好。这些拟合产生了可信的中子星大小的已知或估计的距离，这些超新星遗迹。支持中子星表面存在纯碳包层的证据是相当间接的，并且基于整个恒星表面均匀产生发射的假设。虽然这一假设是支持的脉动的情况下，观测上限的脉动部分是不是很严格。在试图量化这一证据，我们调查的可能性，观察到的光谱的中子星在HESS J1731-347是一个组合的光谱产生的氢气氛中的热点和冷却器的剩余部分的中子星表面。在这种情况下，脉动的缺乏必须通过中子星自旋轴和视线之间足够小的角度来解释，或者通过热点和中子星旋转极之间足够小的角距离来解释。由于观测到的来自非均匀发射中子星的通量依赖于从大气中出射的辐射的角分布，我们计算了两个新的网格的纯碳和纯氢大气模型谱计及康普顿散射。使用新的氢模型，我们已经评估了概率的几何形状，导致低于所观察到的上限约为8.2%的脉冲分数。因此，这种几何形状似乎不太可能，但在现阶段不能排除。
2017-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
From the crust to the core of Neutron Stars on a microscopic basis
在微观方法中，中子星的结构通常通过基于多体理论的适当状态方程模拟内核的均匀核物质，并通过基于更唯象方法的泛函模拟地壳来研究。本文首次计算了中子星的整体结构，对核采用Brueckner-Hartree-Fock理论导出的状态方程，对壳层（包括pasta相）采用基于同一状态方程的能量密度泛函，它能精确地描述整个质量表中原子核的结合能。与其他方法的比较进行了讨论。特别强调了地壳状态方程对中子星半径的相关性。
2014-05-27 astro-ph.SR nucl-th
Entrainment in Superfluid Neutron Star Crusts: Hydrodynamic Description and Microscopic Origin
尽管没有粘性阻力，中子超流体渗透在中子星的内部地壳不能自由流动，并被核晶格夹带，类似于实验室超流体原子气体在光晶格。综述了卷吸在中子超流动力学中的作用。为此，本文提出了一个中子星壳超流性的最小流体动力学模型。这个模型依赖于一个完全四维的协变作用原理。证明了这种提法与更传统的方法的等效性。此外，还阐明了用动力学有效质量或超流密度来处理卷吸的不同方法。核能密度泛函理论用于计算所有必要的微观输入也进行了审查，重点是超流性质。特别是，夹带的微观起源和不同的方法来估计其重要性进行了讨论。
2017-07-25 astro-ph.HE cond-mat.quant-gas nucl-th
Maximum Mass of the Hot Neutron Star with the Quark Core
考虑了具有夸克核、夸克-强子物质混合相和强子物质壳的热中子星，确定了强子相和夸克相的物态方程，并在Gibbs条件下得到了混合相的物态方程。最后，我们计算了有夸克核的热中子星的结构，并与无夸克核的热中子星的结构进行了比较。对于夸克物质的计算，我们使用了MIT袋模型，其中系统的总能量被认为是粒子的动能加上袋常数。对于强子物质的计算，我们采用了最低阶约束变分（LOCV）形式。计算结果表明，有夸克核的热中子星的最大引力质量与无夸克核的结果有很大的不同。
2010-12-14 astro-ph.SR nucl-th
Magnetized hot neutron matter: lowest order constrained variational calculations
研究了强磁场作用下自旋极化的热中子物质。本文采用有限温度下的最低阶约束变分法，采用$AV_{18}$核势，计算了自旋极化中子物质的自旋极化参数、自由能、物态方程和有效质量等热力学性质。结果表明，强磁场破坏了自由能的对称性，导致磁化的平衡态。我们发现，随着磁场和温度的增加，状态方程变得更硬。研究了自旋向上和自旋向下中子的有效质量随磁场的变化关系。
2012-12-04 astro-ph.SR nucl-th
$f$-mode oscillations in hot Neutron Stars: Effect of hyperons and neutrino trapping
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天体物理中心）
本文研究了热中子星中$f$-mode振荡受超子和中微子捕获影响的机制，探讨了核参数和热效应对中子星性质的影响，并建立了相关拟合关系。
2025-11-20 astro-ph.HE nucl-th
The hot neutron star
本文计算了热中子物质的物态方程。从Oppenheimer-Volkov-Tolman方程出发，得到了有限温度下中子星的全局参数。我们工作的目的是研究温度对中子星主要参数的影响。
1999-12-15 nucl-th
Microscopic structure of a vortex line in superfluid neutron star matter
通过求解Bogoliubov-de Gennes方程，研究了超流中子星物质中孤立涡旋线的微观结构。我们的计算，这是一个微观计算的中子星钉扎力的出发点，表明涡核的大小随密度不同而变化，一般小于一些早期的计算中假设的中子星壳的涡钉扎。这一结果的影响进行了讨论
1998-08-20 astro-ph nucl-th
Two-neutron overlap functions for 6He from a microscopic structure model
利用超球基描述晕区，建立了轻双中子晕核的完全反对称化微观模型。对多体波函数进行了变分优化。将该模型应用于6 He受半现实Minnesota核子-核子力束缚的情况。给出了与实验一致的双中子分离能和晕半径。发现4 He和晕中子之间的反对称效应对6 He的结合至关重要。我们还适当地提取了两个中子的重叠函数，并发现有一个显着的增加30%-70%，在他们的归一化由于微观效应相比，三体模型的结果。
2010-07-08 nucl-th
Hadron-Quark Crossover and Hot Neutron Stars at Birth
基于高密度强子-夸克交叉，我们构造了一个新的有限温度等熵状态方程。利用新的物态方程，我们研究了具有典型轻子分数（$Y_l=0.3-0.4$）和典型重子熵（$S=1-2$）的热中子星的诞生结构。由于在高密度下夸克自由度的逐渐出现，有强子-夸克交叉的热中子星中心的温度T和重子密度比没有交叉的热中子星中心的温度T和重子密度小2倍或更多.热中子星收缩为1.4太阳质量的冷中子星所释放的典型能量约为0.04太阳质量，自旋上升率约为14%。
2015-06-17 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
The Equation of State of Hot, Dense Matter and Neutron Stars
纯中子物质理论和核物质对称能实验的最新发展，加上最近对大质量中子星的测量，现在允许对致密物质的状态方程进行相对严格的约束。我们回顾这些约束是如何制定和描述的影响，他们对中子星和核心坍缩超新星。我们还研究了致密物质的热性质，这对超新星和中子星合并是很重要的，但在这个时候不能通过实验来约束。此外，我们考虑了状态方程在中能重离子碰撞中的作用。
2015-12-24 astro-ph.SR nucl-th
Two-neutron correlations in microscopic wave functions of He-6, He-8 and C-12
研究了由$^6$ He和$^8$ He的微观波函数得到的双中子密度，揭示了双中子关联。特别地，双中子密度与单中子密度的乘积的比较对于双中子关联的定量讨论是有用的。计算结果表明，在$^6$ He $(0^+_1)$和$^8$ He $(0^+_2)$表面，S=0的空间双中子关联增大.这种增强在$^6$ He $(0^+_1)$基态中是显著的，但在$^8$ He $(0^+_1)$基态中不那么显著。许多斯莱特行列式的组态混合对于描述双中子关联是必不可少的。研究了具有$α$团簇结构的$^{12}$ C波函数中的双中子密度。
2011-07-28 nucl-th
Microscopic calculation of inelastic proton scattering off $^{18}$O, $^{10}$Be, $^{12}$Be, and $^{16}$C for study of neutron excitation in neutron-rich nuclei
用微观耦合道方法研究了$^{18}$ O、$^{10}$ Be、$^{12}$ Be和$^{16}$ C的$2^+_1$态中子激发的质子非弹性散射.耦合通道计算中的质子-核势是通过将Melbourne $g$ -矩阵$NN$与物质相互作用和通过反对称化分子动力学结构模型计算得到的靶核跃迁密度进行折叠而得到的。计算结果合理地再现了质子的弹性和非弹性散射截面，支持了中子在$^{12}$ Be和$^{16}$ C以及$^{18}$ O的$2^+_1$激发中的主要贡献.讨论了非弹性散射截面对中子跃迁密度的敏感性。重点讨论了$^{12}$ Be和$^{16}$ C中子跃迁密度随外区振幅变化的奇异特征。
2019-08-09 nucl-th
Microscopic description of neutron emission rates in compound nuclei
热激发核中的中子发射率通常由统计模型描述，该模型具有依赖于激发能、形变和质量区域的唯象能级密度参数。在热核的微观观点中，中子发射率可以由外部中子气体密度决定，而不需要任何自由参数。因此，热中子辐射的微观描述是可取的，可以影响几个理解，如超重复合核的生存概率和反应堆中的中子发射率。为了从微观上描述中子发射率，外部热中子气体是基于热电温度Hartree-Fock-Bogoliubov（FT-HFB）方法自洽获得的。将结果与统计模型进行比较，以探索FT-HFB方法与统计模型之间的联系。Skyrme FT-HFB方程在变形坐标空间中用HFB-AX求解。在FT-HFB方法的基础上，采用自洽的气体相减方法对热物性和外中子气体进行了描述。然后，中子发射率可以得到基于外部中子气体的密度。从激发能的角度详细研究了$^{238}$ U和$^{258}$ U的热统计性质。采用依赖于激发能的能级密度参数，计算了$^{238, 258}$ U和超重复合核$_{112}^{278}$ Cn和$_{114}^{292}$ F1的热中子发射率，结果与统计模型符合得很好.坐标空间FT-HFB方法可以提供热核中子发射率的可靠微观描述，以及对统计模型中能级密度参数依赖于激发能的微观约束。
2014-11-02 nucl-th
Transition density and pressure in hot neutron stars
利用核子动量相关的MDI有效相互作用，研究了热中子星内壳与液核交界处的跃迁密度和压力。我们发现，它们的值在中微子捕获的中子星比在中微子自由的中子星。此外，这两种结果都随中子星温度的升高和核对称能斜率参数的增大而减小，但在小对称能斜率参数的情况下，中微子俘获中子星的跃迁压力随温度的升高先增大后减小.我们还研究了核对称能对热中子星内壳消失临界温度的影响，发现随着对称能斜率参数的增大，俘获中微子的中子星的临界温度略有降低，而无中微子的中子星的临界温度则先降低后升高。
2010-05-04 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Tidal deformability in neutron stars from a microscopic point of view
University of Idaho（爱达荷大学）
基于微观状态方程，计算中子星潮汐形变、潮汐Love数k2及双星系统有效形变，并与多信使约束对比，排除半径大于13 km的刚性状态方程。
2026-05-21 nucl-th
The neutron halo of $^6$He in a microscopic model
在一个包含$α+n+n$和$t+t$团簇化，并包含$α$团簇呼吸激发的无参数微观多团簇模型中，首次再现了$^6$ He的双中子分离能. $t+t$通道的贡献是巨大的。一个非常厚（0.85微米）的中子晕已被发现与最新的唯象分析的结果完全一致。
1993-03-11 nucl-th
Microscopic calculation of the equation of state of nuclear matter and neutron star structure
本文给出了零温下用新的核物质状态方程建立的中子星模型的结果。基态的计算使用辅助场扩散蒙特卡罗（AFDMC）技术，与核子相互作用通过一个半唯象的哈密顿量，包括一个现实的两体相互作用。通过在哈密顿量中增加与密度有关的附加项来考虑多体力的影响。在这封信中，我们将得到的中子星模型的性质与使用其他核哈密顿量得到的中子星模型的性质进行比较，重点是质量和半径之间的关系，以及引力质量和重子数之间的关系。
2010-01-19 astro-ph.SR nucl-th
Hot neutron stars and their equation of state
利用一组微观的、协变的密度泛函的、非相对论性的Skyrme型状态方程研究了有限温度下纯核子中子星的结构。在检查与目前可用的天体物理观测约束的协议后，我们发现，热效应的大小取决于核子的有效质量以及冷状态方程的刚度。我们证明了一个相当小的，但依赖于模型的有限温度对恒星稳定性的影响，与恒星内部的相对热压力。
2021-12-10 astro-ph.HE nucl-th
Partial restoration of chiral symmetry in hot and dense neutron matter
本文从量子色动力学的低能实现--手征有效场论出发，综述了中子物质中手征对称性恢复的研究进展。
2016-11-13 nucl-th
Nuclear pasta in hot neutron-star matter and proto-neutron stars
School of Physics, Nankai University（南开大学物理学院）
研究基于可压缩液滴模型，探讨高温中子星物质中凝乳相的形成，分析不同对称能斜率模型对凝乳形状的影响及凝乳在原中子星热演化中的作用。
2026-03-17 astro-ph.HE nucl-th
Neutron stars and the dense matter equation of state: from microscopic theory to macroscopic observations
California Institute of Technology（加州理工学院）；National Academy of Sciences（美国国家科学院）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Tennessee Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）；Oak Ridge National Laboratory（橡树岭国家实验室）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）
本文综述了中子星方程状态的理论方法及其与观测的关联，探讨了方程状态计算的核相互作用基础及未来研究方向。
2024-07-15 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Role of neutron pairing with density-gradient dependence in the semi-microscopic treatment of the inner crust of neutron stars
Dépt. de Physique, Université de Montréal（蒙特利尔大学物理系）
本文研究了中子星内 crust 的半微观处理中中子配对与密度梯度依赖性的作用，采用改进的 Thomas-Fermi 方法结合 Strutinsky 积分壳层和配对修正，使用 BSk31 功能来计算内 crust，发现中子配对场对中子超流动力学有重要影响。
2024-10-17 astro-ph.HE nucl-th
Looking inside neutron stars: Microscopic calculations confront observations
虽然QCD在中子星物理学中似乎不能精确求解，但微观计算在低密度和极高密度下都是可行的。在这项工作中，我们建议使用最现实的计算在这两个制度的核物理和微扰QCD，并构造状态方程匹配的结果需要热力学的一致性。我们发现，由此产生的状态方程-在几个强子的-能够重现当前的观测数据中子星没有任何微调，并允许稳定的混合星质量高达2.1 M_{sun}。使用最近的恒星半径的观测，我们进行了极大似然分析，以进一步限制状态方程，并在未来的精度研究中，旋转的影响半径和质量不应被忽视。
2010-06-21 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
The $Λ$-$Σ$ coupling effect in the neutron-rich $Λ$-hypernucleus $_Λ^{10}$Li by microscopic shell model
本文采用微观壳层模型计算方法，考虑$Λ$ - $Σ$耦合效应，研究了富中子$Λ$ -超核$_Λ^{10}$ Li的结构.计算得到$_Λ^{10}$ Li基态的$Σ$混合几率约为0.34%，这一几率被$Λ$耦合组态相干增强，导致能量移动0.28 MeV，比$_Λ^{7}$ Li的能量移动大3倍.讨论了由$ΣN$相互作用得到的$Σ$组态的重要性和丰中子环境的潜力。
2009-02-27 nucl-th
Constraining Neutron-Star Matter with Microscopic and Macroscopic Collisions
解释高能天体物理现象，如超新星爆炸或中子星碰撞，需要对超核密度的物质有深入的了解。然而，我们对中子星核心中致密物质的了解仍然有限。幸运的是，致密物质不仅在天体物理观测中被探测，而且在地球重离子碰撞实验中也被探测。在这项工作中，我们使用贝叶斯推断相结合的数据，从天体物理学多信使观测中子星和重离子碰撞的金核在相对论能量与微观核理论计算，以提高我们的理解致密物质。我们发现，列入重离子碰撞数据表明，在致密物质的压力增加相对于以前的分析，转向更大的值，中子星半径与最近的NICER观测一致。我们的研究结果表明，从重离子碰撞实验的约束显示出显着的一致性与多信使观测，并提供补充信息的核物质在中等密度。这项工作结合了核理论、核实验和天体物理观测，并展示了联合分析如何揭示在中子星探测的密度范围内富中子超核物质的性质。
2022-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
EoS for hot neutron stars
我们回顾了状态方程（EoS）模型，涵盖了大范围的温度，重子数密度和电子分数目前可在\textsc{CompOSE}数据库。这些模型的目的是直接用于核心坍缩超新星，双中子星合并和原始中子星演化的数值模拟。我们讨论他们遵守现有的天体物理观测和核数据的限制。对于选择的纯核子模型在合理的协议与上述限制，讨论冷物质的性质后，我们审查的热力学条件相关的核心坍缩超新星和双中子星合并的热性质。我们发现，后者的强烈影响的核子有效质量的密度依赖性。选择的一堆模型被用来研究热星性质的EoS依赖性，其中每个重子的熵和电子分数分布的灵感来自原始中子星演化。发现在许多模拟中使用的$Γ$定律分析热EoS不能很好地描述EoS的这些热性质。然而，只要重子部分的热效应很小，它就可以对热星的结构提供一个公平的描述，就像这里所示的从反弹后几秒开始的原中子星。
2021-11-24 astro-ph.HE nucl-th
Microscopic calculation of the spin-dependent neutron scattering lengths on 3He
本文报道了用Argonne v18核子-核子势在有和没有附加的三核子力的情况下对p-3 H、n-3 He和d-2 H散射的微观计算，得到了与自旋有关的中子在3 He上的散射长度。的结果和一个全面的R-矩阵分析相比，最近的测量。散射长度的总体协议是相当不错的。散射长度的虚部对包含三核子力非常敏感，而实部几乎不敏感。
2003-04-16 nucl-th
Microscopic calculations of transport properties of neutron matter
我们讨论的剪切粘度和纯中子物质的热导率的计算结果，进行内的Landau-Abrikosov-Khalatnikov形式主义。本文从实际势出发，采用关联基函数和$G$矩阵方法，计算了核介质中中子-中子碰撞几率。我们的工作结果表明，介质修改的核子核子散射是大的，它们的列入导致显着增强的输运系数。另一方面，从两个理论方案得到的结果似乎是相当好的协议。
2009-11-26 nucl-th
A microscopic study of the proton-neutron symmetry and phonon structure of the low-lying states in 92Zr
本文用微观多声子方法研究了最近发现的~（92）Zr低激发态的质子-中子对称性和声子结构。我们证实了F-自旋对称性的破缺，但认为破缺机制比原始壳模型分析数据中提出的机制更复杂。我们发现了其他新的有趣的功能的频谱，如一个明显的多声子分裂的国家和一个三声子混合对称态的初步证据。
2004-03-19 nucl-th
A Microscopic T-Violating Optical Potential: Implications for Neutron-Transmission Experiments
从唯一确定的具有相同对称性的两体$ρ$ -交换相互作用出发，导出了中子-核散射的T-破坏P-守恒光学势。然后，我们从$^{165}$ Ho的中子传输实验中得到了T破坏的$ρ$ -核子耦合$\overline{g}_ρ$的极限。这些极限可能很快就会与原子电偶极矩测量的极限相竞争。
1994-08-03 nucl-th
Microscopic calculations and energy expansions for neutron-rich matter
本文基于手征有效场论，研究了具有两核子和三核子相互作用的非对称核物质，其中三体作用力只适用于轻核。聚焦于富含中子的物质，我们计算了不同质子分数的能量，并包括理论不确定性的估计。我们使用我们的从头算结果来测试对称物质的对称能量项的二次展开，并确认其有效性的高度非对称系统。我们的计算与经验参数化的能量密度非常一致。这些发现对于天体物理学的应用和发展新的状态方程是非常有用的。
2014-03-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Microscopic multicluster description of the neutron-rich helium isotopes
本文分别用微观三体和五体模型研究了$^{6}$ He和$^{8}$ He的中子晕结构。包括各种集群布置以体现集群之间的各种相关性。用随机变分法确定了团簇间波函数。$^{6}$ He和$^{8}$ He能量用相同的有效力很好地再现。并与经验分析的结果进行了比较。计算的中子和质子半径之差超过0.8 fm，证实了厚的中子皮。计算了双中子去除谱振幅，并用于评价对晕结构敏感的动量分布和$β$衰变谱。与实验结果吻合较好。
1994-02-15 nucl-th
Effect of quantizing magnetic field on the inner crusts of hot Neutron Stars
本文研究了强量子化磁场和有限温度对热中子星内壳性质的影响。中子星的内层壳层包含了排列在晶格中的富中子核，这些富中子核嵌在自由中子和电子的气体中。我们描述的系统内的Wigner-Seitz（WS）细胞近似。核能的计算采用Skyrme模型和SkM ~* 相互作用。为了分离核的性质，我们遵循Bonche，Levit和Vautherin提出的减法程序，在Escheras-Fermi近似下。通过最小化满足电中性和$β-$平衡条件的WS晶胞的自由能，得到了内壳在不同密度、温度和磁场下的平衡性质.我们推断，在重子密度和温度一定的情况下，强量子化磁场使单胞半径、单胞中的中子和质子数比无场情况下的小。然而，原子核中的核子数在磁场的存在下增加。在磁化的内壳中，每个核子的自由能也降低。另一方面，我们发现有限的温度往往会掩盖磁场的影响。我们的结果可能是重要的背景下，$r-$过程核合成的双中子星合并。
2020-10-31 astro-ph.HE nucl-th
Microscopic Calculations of Vortex-Nucleus Interaction in the Neutron Star Crust
我们在全微观含时三维方法中研究了中子超流体中量子化涡旋和核杂质的动力学。量子化涡旋和核杂质之间的力的大小，甚至是符号，在过去的40多年里一直是一个争论的问题。我们确定，旋涡和杂质排斥在中子密度，0.014 fm $^{-3}$和0.031 fm $^{-3}$，这是相关的中子星地壳和故障的起源，而以前的计算得出的结论是，力改变这两个密度之间的符号和预测的矛盾的迹象。力的大小随中子超流体密度的增加而增加，而对隙的大小在此密度范围内减小。
2016-09-11 astro-ph.HE cond-mat.quant-gas cond-mat.supr-con
Microscopic calculations of spin polarized neutron matter at finite temperature
本文在Brueckner-Hartree-Fock理论框架内，利用Argonne v18核子-核子相互作用，研究了零温和有限温下自旋极化中子物质的性质。计算了自旋极化率、密度、温度和磁化率等参数下的自由能、能量和熵。结果表明，在任何密度和温度下都没有铁磁转变的迹象。
2005-06-06 nucl-th
Equation of state for hot hyperonic neutron star matter
将最初用于描述具有超子核的冷中子星物质的FSU 2H状态方程模型推广到有限温度。结果提出了一个广泛的温度和轻子分数，其中涵盖的条件下，在质子中子星的物质，中子星合并和超新星爆炸。结果表明，当考虑超子自由度时，温度对中子星的物理观测量和中子星核的成分的影响更强。评估的温度和密度的依赖性的热指数导致的观察，所谓的$Γ$定律，广泛用于中子星合并模拟，是不适合再现真实的热效应，特别是当超子开始丰富的中子星核心。为了使有限温度状态方程易于获得，简单的参数化的核子和超声波$β$稳定的中微子自由物质的热指数。
2022-11-02 astro-ph.HE nucl-th
Equation of State of Hot Neutron Star Matter using Finite Range Simple Effective Interaction
本文利用有限力程简单有效相互作用研究了热中子星物质在无中微子等温与有中微子俘获等熵条件下的状态方程，验证了抛物线近似的准确性，并分析了等熵线对斜率参数L的强依赖性及其对原中子星早期演化的影响。
2024-04-08 astro-ph.HE nucl-th
Hot and highly magnetized neutron star matter properties with Skyrme interactions
本文使用 LNS 和 BSk21 两种 Skyrme 相互作用，研究了强磁场下高温致密中子星物质的状态方程与自旋极化，发现特定自旋构型在能量上更有利，且磁场对热力学性质影响可忽略。
2023-04-18 astro-ph.HE nucl-th
Thermodynamical Description of Hot, Rapidly Rotating Neutron Stars, Protoneutron Stars, and Neutron Star Merger Remnants
热、密核物质物态方程的预测是核天体物理中最复杂、最有趣的问题之一。与此同时，对它的了解是一些最有趣的研究的基本要素。在本工作中，我们的研究集中在热、致密的核物质状态方程的构建上，主要与中子星的内部有关。我们采用的理论核模型，其中包括核子之间的动量依赖的相互作用，随着\textit{state-of-the-art}微观计算。热效应的引入，在一个自洽的方式，和一组等温和等熵状态方程的预测。用预测的状态方程获得和扩展了非自转和快速自转的开普勒频率中子星的热效应的知识。热效应和旋转效应的同时研究提供了一些最重要的量，包括质量（引力和重子）和半径，开普勒频率和克尔参数，惯性的转动惯量等，这些量直接关系到质子中子星的研究，主要是热和快速旋转的残余物的一个二元中子星合并的有用信息。最近观测到的中子星合并数据和本研究可能为它们的研究提供有用的工具，并有助于对核物质的状态方程提供可能的约束。
2021-05-10 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Microscopic Restoration of Proton-Neutron Mixed Symmetry in Weakly Collective Nuclei
从微观低动量核子-核子相互作用V {low k}出发，首次系统地研究了近球形核中基本低能四极声子激发的磁矩和磁偶极跃迁强度.特别是研究从92 Zr到100 Cd的N = 52的奇偶同位素，我们发现预测的主要质子-中子非对称态的演化揭示了集体质子-中子混合对称结构的恢复。这为弱集体核中存在明显的集体混合对称结构提供了第一个解释。
2006-12-14 nucl-ex nucl-th
Microscopic sub-barrier fusion calculations for the neutron star crust
富中子核的聚变对于确定吸积中子星壳的组成和加热可能是重要的。熔合截面的计算采用含时Hartree-Fock理论结合密度约束的Hartree-Fock计算来推导有效势。所研究的系统包括16 O +16 O、16 O +24 O、24 O +24 O、12 C +16 O和12 C +24 O。我们发现与实验截面的稳定核融合显着的协议。我们的模拟使用SLy 4 Skyrme力，该力先前已适合稳定核的性质，并且没有参数适合融合数据。我们比较我们的结果简单的圣保罗静态屏障渗透模型。对于不对称系统12 C +24 O或16 O +24 O，我们预测的截面比圣保罗模型预测的大一个数量级。这可能是由于中子从非常富中子的核转移到稳定的核和碰撞过程中核密度的动态重排。这些影响不包括在潜在的模型中。对于非常富中子的核，这种聚变截面的增强可以在实验室中用放射性核束进行测试。
2012-04-24 astro-ph.SR nucl-th
Microscopic equation of state of hot nuclear matter for numerical relativity simulations
准确理解致密和热物质的状态方程（EOS）是建模相对论天体物理环境的关键，包括核心坍缩超新星（CCSNe）、质子中子星（PNS）演化和致密二元合并。本文将Bombaci和Logoteta导出的微观零温BL（Bombaci和Logoteta）%核物质状态方程核状态方程推广到有限温度和任意核组成的情况。我们用这个新的状态方程来描述热$β$稳定的核物质，并计算了非旋转PNS的各种结构性质。%质子中子星。我们还应用状态方程进行动力学模拟的球对称CCSN。物态方程是在Brueckner-Hartree-Fock近似下，利用Brueckner-Bethe-Goldstone量子多体理论的有限温度推广导出的。通过数值求解Tolman-Oppenheimer-Schmidoff结构方程计算了中子星的性质。使用AGILE-IDSA程序进行了球面对称CCSN模拟。我们的EOS模型能够再现PNS和球对称CCSN模拟的典型特征。此外，我们的物态方程模型与目前测量的中子星质量，特别是PSR~ J 0348 +0432和PSR J 0740 +6620中中子星的质量$M = 2.01 \pm 0.04 \, M_{\odot}$和$M = 2.14^{+0.20}_{-0.18} \, M_{\odot}$是一致的。最后，我们提出了一个可行的机制，以产生低质量黑洞（$M \sim 2M_{\odot}$），可能…
2020-12-07 astro-ph.HE nucl-th
Microscopic Study of ${}^1{S_0}$ Superfluidity in Dilute Neutron Matter
用关联BCS方法研究了稀中子物质的单重态$S$波超流性。首先，采用关联基函数（CBF）方法，采用Argonne $V_{18}$势的${}^1{S_0}$和${}^3P$分量，在最低团簇阶下计算了正常中子物质的物态方程（EOS），并采用Jastrow型关联函数.然后用阿贡$V_{18}$势的相应分量和最佳确定的关联函数计算了${}^1{S_0}$超流间隙。我们的结果上的关联函数的选择形式的依赖性进行了研究，并研究了$P$波通道的作用。在比较有意义的情况下，该简化方案中获得的${}^1{S_0}$间隙值与类似和更精细的显微镜方法的结果一致。
2017-05-11 astro-ph.HE cond-mat.quant-gas cond-mat.supr-con
The Microscopic Approach to Nuclear Matter and Neutron Star Matter
我们回顾了各种理论和实验研究，旨在提高我们的知识的核物质状态方程。特别感兴趣的是核物质在密度和/或同位旋不对称性方面的极端状态。质子和中子浓度不等的物质状态方程有许多应用。其中包括重离子碰撞，稀有的短寿命原子核的物理学，以及在一个截然不同的尺度上，中子星的物理学。这些（看似）非常不同的系统之间的“共同点”是对称能，它在富中子核中中子皮的形成和中子星的半径中发挥着至关重要的作用（系统大18个数量级，重55个数量级）。对称能的密度依赖性的细节还没有得到充分的约束。在本文中，我们的重点将是采用微观方法来解决多体问题的重要性，我们相信这是真正具有预测能力的方法。
2010-01-31 nucl-th
Oscillations of hot, young neutron stars: Gravitational wave frequencies and damping times
我们研究了一个新诞生的热原中子星的振荡频率和阻尼时间如何依赖于表征反弹后恒星准稳态演化的物理量。恒星配置建模使用微观状态方程内获得的Brueckner-Hartree-Fock，核多体方法，扩展到有限温度制度。我们讨论的模式频率行为的轻子组成的函数，并在恒星内部的熵梯度。我们发现，在非常早期的阶段，引力波发射有效地竞争与中微子的过程中耗散恒星的机械能残留的引力坍缩。
2011-06-14 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
Hot Neutron Star Matter and Proto-Neutron Stars
在这一章中，我们研究了热中子星物质和原始中子星的结构和组成。这些物体由重子物质组成，其密度是原子核的数倍，温度是太阳核心物质的数万倍。相对论性有限温度格林函数形式主义是用来制定的表达式，确定这种物质的性质的密度依赖平均场方法的框架。三套不同的核参数化被用来解决多体方程，并确定模型的状态方程的超热和致密的恒星物质。详细研究了介子-重子耦合方案和δ（1232）重子在原中子星物质中的作用.此外，用非定域三味Nambu-Jona-Lasinio模型描述夸克物质，简要讨论了零温下稠密重子物质的强子-夸克组成。在我们的研究的第二部分中，给出了非旋转和旋转的原中子星的广义相对论模型。
2022-07-20 nucl-th
Interaction between nuclear clusters and superfluid phonons in the neutron-star inner crust
Niigata University（新潟大学）；Osaka University（大阪大学）；RIKEN（理化学研究所）
研究核簇与超流声子在中子星内壳中的相互作用，通过微观描述分析超流态对核簇的响应，确定有效耦合常数，结果表明耦合强度显著低于之前的流体动力学估计。
2026-04-22 astro-ph.HE nucl-th
Relation between widths of proton resonances and neutron asymptotic normalization coefficients in mirror states of light nuclei in a microscopic cluster model
最近有人提出（{ \it Phys. Rev. Lett.} 91，232501（2003）），由于核子-核子相互作用的电荷对称性，窄质子共振的宽度与它们的束缚镜像类似物的中子渐近归一化系数（ANC）有关。这个关系可用一个简单的解析公式来近似，它包括质子共振能、中子分离能、剩余核的电荷以及它们与最后一个核子的强相互作用的范围。在本文中，我们进行了微观集团模型计算的比率质子宽度中子ANC平方镜态的几个轻核。我们将它们与解析公式的预测和单粒子势模型内的估计进行比较。这个比例的知识可以用来预测未知的质子宽度非常狭窄的低位共振在缺中子区域的$sd$ -和$pf$ -壳，这是重要的理解核合成的$rp$ -过程。
2005-09-26 nucl-th
Microscopic calculation of the pinning energy of a vortex in the inner crust of a neutron star
本文采用轴向形变 Hartree-Fock-Bogolyubov 方法微观计算中子星内壳层涡旋结构，以核–涡旋结合能表征钉扎能，并得到与既往结果一致的介观钉扎力。
2023-03-31 astro-ph.HE nucl-th
Microscopic potential model analysis of the radiative $(n,γ)$ cross sections near the $Z=50$ shell closure taking part in the main s-component
研究了参与重元素核合成、慢中子捕获过程、快中子捕获过程和质子捕获过程的一些核在$Z=50$闭合壳层附近的中子捕获截面。在相对论平均场（RMF）方法中，将密度相关的M3 y纯实核子-核子相互作用与目标径向物质密度折叠，在理论上构造了一个光学模型势.横截面计算采用标准规范TINGS 1.8。给出了在天体物理相关的热能和温度下的麦克斯韦平均俘获截面（MACS）值和恒星中子俘获反应速率。
2016-10-09 astro-ph.SR nucl-th
Towards microscopic studies of survival probabilities of compound superheavy nuclei
本文将复合核裂变率和中子发射率的微观方法应用于$^{258}$ No和$^{286}$ Cn。微观框架是基于有限温度Skyrme-Hartree-Fock+BCS计算，其中裂变势垒和质量参数是自洽的温度依赖性。根据虚自由能方法，可以得到从低温到高温的裂变率。中子发射率与表面的中子气体获得。最后，可以在微观上计算超重核的存活几率。微观方法已被广泛使用的统计模型进行了比较。一般来说，裂变率的描述仍然存在很大的不确定性。
2017-09-13 nucl-th
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）。
2015-10-07 astro-ph.SR nucl-th
