The Photon in Dense Nuclear Matter I: Random Phase Approximation
本文从单圈光子自能的概念出发，对冷密核物质中光子的性质进行了全面的讨论。由于电磁和强相互作用而产生的β平衡中的电子、μ子、质子和中子之间的相关性在无规相位近似中始终被考虑在内。在完全相对论性实验装置中，系统地研究了屏蔽效应、阻尼和集体激发。我们的研究与稠密核物质的线性响应理论、冷稠密物质输运性质的计算以及假想矢量玻色子如暗光子的产生和传播的研究有关。
2018-04-12 astro-ph.HE cond-mat.other nucl-th
Modern nuclear and astrophysical constraints of dense matter in a renormalized chiral approach
本文在CMF模型中引入矢量介子重正化并重新拟合退禁闭势，以同时复现格点QCD、低能核物理、中子星观测及QCD相图关键特征，深化了对矢量介子作用及致密物质状态方程的理解。
2025-03-10 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Estimating the nuclear saturation parameter via low-mass neutron star asteroseismology
本文研究了由各种统一的现实状态方程构造的冷中子星引力波的基本（$f$ -）和第一压力（$p_1$ -）模频率。与计算的频率，我们推导出的$f$ -和$p_1$ -模式的频率，$f_f$和$f_{p_1}$，作为恒星平均密度的平方根和参数（$η$），这是一个组合的核饱和参数的函数的经验公式。我们的经验公式表明，通过同时观测$f$和$p_1$模引力波，当$1.5\lesssim f_{p_1}/f_f\lesssim 2.5$（相当于质量为$\lesssim 0.9M_\odot$的中子星模型）时，可以在$\sim 10\%$精度范围内估计$η$，这对中子星物质的物态方程有很强的约束作用.此外，我们还发现最大$f$模频率与中子星的最小半径密切相关。也就是说，如果观测到更大频率的$f$模，就可能限制最小中子星半径的上限。
2020-11-06 astro-ph.HE nucl-th
Alpha clustering in warm and dense nuclear matter from heavy-ion collisions
Fudan University（复旦大学）；Shanghai Institute of Applied Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海应用物理研究所）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN), Sezione di Catania（意大利国家核物理研究所卡塔尼亚分部）；Sino-French Institute of Nuclear Engineering and Technology, Sun Yat-Sen University（中山大学中法核工程与技术学院）；Shanghai Research Center for Theoretical Nuclear Physics, NSFC and Fudan University（国家自然科学基金委与复旦大学理论核物理上海研究中心）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院）；Cyclotron Institute and Department of Physics and Astronomy, Texas A&M University（德克萨斯农工大学回旋仪研究所及物理与天文系）
研究通过重离子碰撞实验探讨暖密核物质中轻聚集体的Mott效应及α粒子分数，发现异常丰富的α聚集体对核方程态和恒星合并有重要影响。
2025-07-22 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Equation of state of dense nuclear matter and neutron star structure from nuclear chiral interactions
利用新近在手征微扰理论（ChPT）框架下导出的真实的二体和三体核相互作用，包括$Δ(1232)$同量异位素中间态，我们报道了零温下致密对称核物质、纯中子物质、非对称和$β$稳定的核物质的一个新的微观状态方程.该状态方程以表格形式和参数化形式提供，可用于双中子星合并的数值广义相对论模拟。本文用我们的$β$稳定核物质的新物态方程计算了非旋转中子星的各种结构性质，该物态方程是在Brueckner-Hartree-Fock近似下用Brueckner-Bethe-Goldstone量子多体理论导出的。中子星的性质计算数值求解Tolman-Oppenheimer-Volkov结构方程。我们的物态方程模型能够再现对称核物质的经验饱和点、对称能$E_{sym}$以及在经验饱和密度$n_{0}$下的斜率参数$L$。此外，我们的EOS模型是兼容的实验数据，从能量范围从几十兆电子伏到几百兆电子伏的每个核子之间的碰撞。这些实验提供了一个选择性的测试约束核EOS高达$\sim 4 n_0$。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中子星的质量$M = 2.01 \pm 0.04 \, M_{\odot}$是一致的。
2018-05-30 astro-ph.HE nucl-th
Dense matter equation of state and neutron star properties from nuclear theory and experiment
稠密物质的状态方程决定了中子星的结构、它们的典型半径和最大质量。最近从QCD的低能有效场论对核力的理论建模的改进导致了对处于或略高于原子核密度的富中子物质的状态方程的更严格的约束，而高密度下的状态方程和物质的组成仍然很大程度上不确定，并对大量的理论推测开放。在目前的工作中，我们回顾了微观建模的核物质状态方程的最新进展，并演示了如何始终包括经验核数据到贝叶斯后验概率分布的模型参数。导出的散装中子星的性质，如半径，转动惯量，潮汐变形的计算，我们讨论以及我们的建模的局限性。
2019-04-25 astro-ph.HE nucl-th
Nuclear pasta in hot dense matter and its implications for neutrino scattering
我们发现当物质接近β平衡时，有限温度效应会大大降低亚核密度下富中子物质中大核子团簇的丰度。大的原子核和奇异的非球形原子核结构称为pasta，在$T=0$向均匀物质过渡的附近，它们在相对较低的温度下溶解。对于接近β-平衡的物质，我们发现对于现实的状态方程，面食熔化温度为$T_m^β\simeq 4\pm 1$ ~MeV。面食溶解的机制进行了讨论，并在一般情况下，$T_m^β$被证明是敏感的质子馏分。我们发现，相干中微子散射的核和面食作出适度的贡献，在超新星和中子星合并遇到的条件下的不透明度。银河系超新星中微子信号的影响进行了简要讨论。
2017-10-27 astro-ph.HE nucl-th
Constraining the properties of dense matter and neutron stars by combining nuclear physics and gravitational waves from GW170817
中子星合并产生的引力波对中子星的结构具有严格的约束。与此同时，核理论的最新进展使得能够使用基于有效场论的哈密顿量和解决量子多体问题的先进技术来可靠地计算低密度状态方程。在本文中，我们解决如何从GW 170817的引力波的第一次观察可以与现代计算的状态方程，以提取有用的见解内遇到的中子星的物质状态方程。我们分析了各种不确定性的影响，我们表明，从GW 170817提取的潮汐变形是兼容的，而较少的约束，比现代核物理知识。
2019-06-11 astro-ph.HE nucl-th
Equilibrium nuclear ensembles taking into account vaporization of hot nuclei in dense stellar matter
本文研究了稠密高温恒星环境中由核子和全核混合组成的核物质的高温效应。单个核内描述的可压缩液滴模型是基于Skyrme相互作用的体积能量，并考虑到在有限的温度和密度的表面和库仑能量的修改。自由能量密度相对于所有重核的单个平衡密度和核成分最小。我们发现，它们的优化平衡密度变得越来越小，在高温下，因为增加的热贡献的体积自由能和表面能的减少。富中子核在某些温度下变得不稳定并相继消失。对两组模型参数进行了计算，导致核对称能中斜率参数的不同值。结果表明，较大的斜率参数降低了平衡密度和熔化温度。我们还将新模型与其他一些方法进行了比较，发现以前忽略蒸发的计算在$T \lesssim 10$ MeV处低估了重核的质量分数，而在$T\gtrsim10$ ~MeV处高估了重核的质量分数.为了建立爆炸性天体物理现象的状态方程，需要进一步完善核蒸发和轻团簇的计算。
2018-02-23 astro-ph.HE nucl-th
The Nuclear Equation of State and Neutron Star Masses
中子星是研究致密物质的宝贵实验室。最近的观测发现了大质量和低质量的中子星，也对中子星的半径进行了限制。由于中子星最大质量的存在，最大质量的测量对高密度状态方程有很大的影响。最小质量的测量和质量的分布对中子星的祖先和形成机制有意义。质量和半径观测的集合可以现实地限制致密物质的性质，特别是核饱和密度附近的核对称能的行为。同时，各种核实验正在逐步限制描述核物质状态方程对称性的参数范围。此外，纯中子物质的新理论研究也提供了新的见解。这些对致密物质的观测、实验和理论限制，当结合在一起时，现在正揭示出一种显着的趋同。
2013-05-15 astro-ph.HE nucl-th
Self consistent calculation of the nuclear composition in hot and dense stellar matter
本文研究了超新星爆发时在特征密度和温度下恒星物质中重核的质量分数和介质性质。在可压缩的液滴模型中描述了单个原子核，并考虑了体积、表面和库仑能量的变化。自洽地计算了原子核的平衡性质和重核的全系综。结果表明，系综中的重核要么被压缩，要么被解压缩，这取决于系统的同位旋不对称性。压缩或减压对重核的结合能、总质量分数和平均质量数的影响很小，尽管单个核本身的平衡密度在正常核密度的百分之一以上有明显的变化。我们发现，由于自由核子的密度不同，单核近似下的原子核结构与多核近似下的实际结构存在偏差。这项研究表明，需要一个多核的描述，以现实地考虑在超新星物质的原子核结构的介质中的影响。
2017-03-18 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
Dependence of relative abundances of constituents in dense stellar matter on nuclear symmetry energy
对于一个致密的恒星物质，它是电中性的，处于β平衡，电子化学势，μ_e，将非常依赖于重子物质密度。一般认为，随着密度的增加，电子化学势将增加，随着μ e变得与它们的能量标度相当，将出现新的自由度。假设恒星物质的电中性和β平衡，我们研究了在不同的核相互作用模型下，轻子化学势的密度依赖性如何变化，这些模型被实验限制到核物质密度n_0，但推断不同并计算了核子的相对丰度（中子和质子）和轻子（电子和μ子）以及它们的密度依赖性。我们发现电子化学势的密度依赖性强烈地依赖于与核物质状态方程的软/硬相关的核对称性能量的结构，该状态方程测量与中子-质子不对称性相关的能量。因此，中子、质子、电子和μ子的相对丰度以及K介子凝聚强烈依赖于核对称能。在我们的发现中，一个有趣的结果是，与公认的知识相反，中子星物质中的K介子凝聚，这被认为是超过n_0的第一个相变，并在致密星形成的某些情况下起着至关重要的作用，是不是直接联系到超过n_0的状态方程的软或硬。这一点可以用一个“超软”状态方程来说明，该状态方程与GSI的pi^-/pi^+比值数据相拟合，其中排除了任何密度下的K介子凝聚。
2009-09-09 astro-ph.HE nucl-th
Does a hadron-quark phase transition in dense matter preclude the existence of massive neutron stars ?
我们研究了强子-夸克相变对中子星最大质量的影响。状态方程的强子部分依赖于最新的Skyrme核能密度泛函，基本上适合于所有的实验核质量数据，并限制再现无限核物质的性质，从微观计算获得的现实力量。我们表明，由于相变的致密物质状态方程的软化不一定与大质量中子星的存在，如PSR J1614-2230不相容。
2013-04-25 astro-ph.HE nucl-th
The nuclear matter density functional under the nucleonic hypothesis
通过最近的LIGO-Virgo以及NICER测量，对致密物质状态方程可能行为的贝叶斯分析表明，所有目前的观测结果都与致密物质组成的完全核子假设相容，即使是在最大质量的脉冲星PSR J 0740 +6620的核心。在核子组成的假设下，我们从有效场论预测和实验核质量数据中提取了与天体物理观测以及我们现有的低能核物理知识相一致的对称物质的每粒子能量和对称能量的密度依赖性的最一般行为。这些结果可以作为一个零假设，以面对未来的约束，寻找可能的异国情调的自由度的致密物质。
2021-09-20 astro-ph.HE nucl-th
Constraining dense matter physics using f-mode oscillations in neutron stars
在这个本科生计画中，中子星中的f模式振荡被用来限制稠密物质的状态方程。首次系统地研究了核饱和参数对模振荡的影响。结果表明，核子有效质量的不确定性对f模频率的控制起着最重要的作用。还研究了频率与与星震学有关的天体物理观测量的相关性。未来对f模式频率的探测可以提供一种独特的方式来限制核经验参数，从而限制致密物质的行为。
2020-07-20 astro-ph.HE nucl-th
Bulk Viscosity in Dense Nuclear Matter
本章综述了致密核物质中的体粘滞性，重点计算了 Urca 过程在普通和含缪子物质中的体粘滞性，并探讨了其在中子星合并中的作用。
2024-07-23 astro-ph.HE nucl-th
Nuclear pasta in hot and dense matter and its influence on the equation of state for astrophysical simulations
我们探讨了超新星物质中出现的核面食的性质，即，在有限温度下的物质，具有固定的质子分数。用可压缩液滴模型研究了具有一系列几何形状的pasta相，在该模型中，核物质分离成核子的稠密液相和核子与$α$粒子的稀气相.两个共存相的平衡条件是由最小化的总自由能，包括表面和库仑贡献，这是明显不同于吉布斯条件的相平衡，由于有限尺寸效应。与只考虑球形核的结果相比，pasta相的引入可以延迟向均匀物质的转变，并扩大相图中的非均匀物质区域。用CLD模型计算得到的热力学量与用Thomas-Fermi近似进行天体物理模拟的实际状态方程表中的热力学量是一致的。据发现，各种面食形状的密度范围取决于温度$T$和质子分数$Y_p$。此外，核对称能及其密度依赖性可能在确定pasta相的性质中起着至关重要的作用。我们的研究结果表明，pasta相图是最敏感的依赖于对称能斜率$L$，特别是在低-$Y_p$和高-$T$区域。
2020-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Massive black hole formation in dense stellar environments: Enhanced X-ray detection rates in high velocity dispersion nuclear star clusters
我们分析了钱德拉X射线天文台108个星系的核星团（NSC）的图像，寻找大质量黑洞（BH）的签名。NSC是一种非常致密的恒星环境，理论上可以促进大规模BH的形成。Stone等人（2017年）最近的工作发现，足够密集的NSC应该不稳定，因为恒星质量BH通过潮汐捕获失控增长为大质量BH。此外，存在速度分散阈值（$40\;\rm{km\;s^{-1}}$），高于该速度分散阈值，NSC将不可避免地形成大量BH。为了提供这些理论的观测测试，我们测量了NSC的X射线发射，并与测得的速度色散和潮汐捕获失控时间尺度进行比较。我们发现，高于$40\;\rm{km\;s^{-1}}$阈值的神经干细胞被X射线检测到的速度大约是低于阈值的两倍（在考虑到X射线双星的污染后）。这些结果是一致的情况下，密集，高速NSC可以形成大规模的BH，提供了一个形成途径，不依赖于只有在高红移的条件下发现。
2022-03-04 astro-ph.HE
Three-Nucleon Forces: Implementation and Applications to Atomic Nuclei and Dense Matter
原子核结构理论的最新进展通过从头计算多体计算显著地扩大了原子核结构的可及部分。这些进展为轻、中质量和重核以及核物质的微观研究开辟了新的途径，并代表了在整个核图表中系统和全面了解原子核的重要一步。虽然对于一个给定的核哈密顿量，不同的多体方法之间已经发现了显着的一致性，与实验的比较和对理论不确定性的理解仍然是重要的未决问题。观察到的实验差异表明目前使用的核相互作用和运营商的缺陷。手征有效场论（EFT）允许系统地导出核子-核子（NN）、三核子（3 N）和更高体相互作用的贡献，包括理论不确定性的估计。虽然NN相互作用在多体计算中的处理已经很好地建立，但3 N相互作用的计算及其在从头计算框架中的结合仍然是一个前沿。这项工作详细回顾了最近和目前的发展，改进的3 N相互作用的推导和实施，并提供了一个全面的介绍，其实际计算和表示的基本方法。我们进一步给出了一个概述的新的和既定的方法，促进列入和治疗的3 N相互作用的从头算原子核结构框架，并提出了一个选择的最新计算的原子核以及核物质的基础上，国家的最先进的核神经网络和3 N相互作用内手性EFT。最后，我们讨论正在进行的努力，开放的问题和未来的方向。
2021-01-06 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Effects of dense matter on the tidal deformations of binary neutron star inspirals and gravitational waves
利用一组统一的状态方程，研究了稠密物质性质对中子星潮汐形变和引力波形的影响。基于核能-密度泛函理论，这些状态方程提供了恒星所有区域的物理一致性处理，并使用精确拟合实验和理论核数据的泛函进行计算。
2022-03-17 astro-ph.HE
Symmetry energy of super-dense neutron-rich matter from integrating barotropic pressures in neutron stars and heavy-ion reactions
在由中子、质子和电子组成的中子星（NS）最小模型下，提出了一种直接由迭代积分中子星和重离子反应的正压压强来推算2倍核物质饱和密度$ρ_0$以上的超密丰中子核物质对称能的新方法.同时，质子分数的NS在$β$平衡提取作为重子密度的函数从相同的程序。应用这种方法使用的NS压力从GW 170817和压力在冷对称核物质（SNM）提取较早通过分析核集体流数据在相对论重离子碰撞提供了一个有用的约束带以上的对称能$2ρ_0$。
2020-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
The merger of two compact stars: a tool for dense matter nuclear physics
我们讨论了不同的信号，在引力波和电磁波，在合并过程中发出的两个紧凑的恒星。我们将特别关注这些信号可能对致密物质状态方程产生的约束。事实上，状态方程的刚度和合并致密恒星的粒子组成，强烈影响合并后残余物的寿命及其引力波信号，短伽马射线暴的发射，喷射质量的数量和相关的千诺瓦。2017年8月首次探测到两颗致密恒星合并产生的引力波GW170817，以及随后探测到的电磁波对应物GRB170817A和AT2017gfo，是“多信使天文学”时代的第一个例子：我们讨论了我们从致密星状态方程的探测中学到了什么，并对这一事件提供了一个试探性的解释，在两个家庭的情况下，由于强子星与夸克星的合并。
2018-02-07 astro-ph.HE
Quantifying the Coexistence of Massive Black Holes and Dense Nuclear Star Clusters
在大的球状恒星系统中，例如椭圆星系，人们总是在它们的中心发现一个10^6-10^9 M_Sun的超大质量黑洞。相比之下，在矮椭圆星系中，人们主要观察到一个10^5-10^7 M_Sun的核星团。到目前为止，很少有星系被发现有两种类型的核共存，更少有确定的质量为两个中心组件。在这里，我们确定了十几个星系的住房核星团和超大质量黑洞的质量已被测量。这使已知的雌雄同体核的数量增加了一倍--它们有望成为富有成效的引力辐射源。我们发现，在10^8 ~ 10^11太阳质量范围内，星系核与球状体（重子）的质量比不是一个恒定值，而是从几个百分点减小到~ 0.3%，使得log[（M_BH+M_NC）/M_sph] = -（0.39+/-0.07）log[M_sph/10^10太阳] -（2.18+/-0.07）.一旦M_sph ~ 10^11 M_Sun开始干合并，核星团消失，这个比值预计将变成一个常数。作为我们调查的副产品，我们发现，从解决核星团的投影通量可以很好地近似与Sersic函数的指数范围从~0.5到~3，后一个指数描述银河系的核星团。
2009-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
