Neutron star mass formula with nuclear saturation parameters
导出了中子星质量和引力红移随中心密度和核饱和参数特定组合变化的经验公式，适用于中心密度达到3倍核饱和密度的恒星模型.结合这两个经验公式，还可以估算出中子星的半径。在实践中，我们发现，中子星的质量（半径），可以估计在$\sim 10\%$（百分之几）的准确性，通过比较的质量和半径评估与我们的经验公式与那些确定的特定状态方程。由于我们的经验公式直接将中子星的质量和半径与核饱和参数联系起来，因此可以通过核实验来限定核饱和参数的具体值，从而讨论中子星的性质。
2022-03-17 astro-ph.HE nucl-th
Symmetry energy, neutron skin, and neutron star radius from chiral effective field theory interactions
我们讨论了基于手征有效场论相互作用的中子物质计算及其对208 Pb的对称能、中子皮和中子星半径的预测。
2014-01-22 nucl-th
Relativistic parameterizations of neutron matter and implications for neutron stars
我们构造的相对论平均场模型的参数集适合于最近的约束的不对称能量$J$和斜率参数$L$的纯中子物质。我们发现了非物质行为的案例，即对于具有低有效质量值$m^*/m$的刚性参数集，出现负压。在某些情况下，纯中子物质的物态方程超出了手征有效场论的允许范围。对于所有可接受的参数集的中子星的质量-半径关系表明，超过$2M_\odot$的最大质量与脉冲星质量测量兼容。考虑到手征有效理论对低密度区模型的限制，我们发现$1.4M_\odot$中子星的半径几乎与$L$的值无关.这与以前的一些主张形成对比，这些主张认为斜率参数与中子星的半径有很强的联系。事实上，质量-半径关系只取决于对称物质的等熵参数。讨论了GW 170817对潮汐变形能力和半径的限制。
2018-12-14 astro-ph.HE nucl-th
Uncertainty limits on neutron star radius measurements with gravitational waves
即将到来的观测活动与改进的探测器将产生大量的引力波检测从中子星双螺旋。罕见的响亮的信号与众多的中等强度的信号一起承诺严格限制中子星物质的性质，与投影半径的统计不确定性$50-200$ m与${\cal{O}}(2000)$源。鉴于这种精度，我们重新审视所有的分析假设，并确定系统误差的来源，量化它们对半径提取的影响，并讨论它们的相对重要性和减轻它们的方法。
2022-04-14 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
The maximum mass and radius of neutron stars and the nuclear symmetry energy
用量子蒙特卡罗方法计算了真实的两核子和三核子相互作用下中子物质的状态方程，说明短程三中子相互作用决定了中子星在核饱和密度和较高密度下中子物质能量的相关性.我们的模型还作出了实验上可检验的预测之间的相关性的核对称性能量和它的密度依赖性-仅由三个中子力的短程项的强度确定。同样的力对中子星的最大质量和半径提供了重要的限制。
2012-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Hyperons and massive neutron stars: vector repulsion and SU(3) symmetry
随着大质量中子星如PSR J 1614 -2230的发现，出现了一个问题，即在中子星的核心是否存在超子等奇异物质。我们研究了超子在大质量中子星中存在的条件。从SU（6）夸克模型到更广泛的SU（3）对称性，我们一直在研究矢量介子-超子耦合。我们提出了中子星最大质量随中子星核奇异含量fs线性减小的关系式：Mmax（fs）= Mmax（0）-0.6Msolar（fs/0.1），这似乎与核物质状态方程和矢量重子-介子耦合方案无关.因此，脉冲星质量的测量可以用来限制在中子星的超子分数。
2012-06-18 astro-ph.HE nucl-th
On the radiation beaming of bright X-ray pulsars and constraints on neutron star mass-radius relation
由于吸积柱的出现，吸积磁化中子星的光度可以大大超过爱丁顿值。柱的高度可以与中子星的半径相媲美。这些柱产生的X射线直接被观测者探测到，并照射到恒星表面，这对X射线进行了再处理，并产生了观测通量的附加分量。柱的几何形状和表面的被照射部分决定了辐射聚束。弯曲的时空影响角通量分布。我们构建了一个简单的模型的光束图案所形成的直接和反射通量从列。我们考虑到可能出现的吸积柱，其高度相当于中子星半径。我们认为，根据恒星的紧凑性，从柱通量可以强烈放大由于引力透镜，或显着减少由于柱日食的恒星。高吸积柱的食导致脉冲轮廓的特定特征。它们的探测可以限制中子星的半径。我们推测在X射线脉冲星V0332 +53中观测到了柱蚀，从而得出该系统中存在大半径中子星的结论（如果$M\sim 1.4M_\odot$，则为$\sim15\,{\rm km}$）。我们指出，光束图案可以强烈地影响在吸积通道中的散射在高光度，这必须考虑到在模型再现的脉冲轮廓。
2017-11-20 astro-ph.HE nucl-th
Illuminating dark matter admixed in neutron stars with simultaneous mass-radius constraints
本研究利用大质量中子星的同时质量-半径测量约束其中混入的暗物质性质，发现该测量可大幅降低暗物质中心能量密度的不确定性，且暗物质占比极低，支持中子星中暗物质含量很少的结论。
2025-10-06 astro-ph.HE nucl-th
Improved Mass and Radius Constraints for Quiescent Neutron Stars in Omega Cen and NGC 6397
我们使用Chandra和XMM观测球状星团$ω$ Cen和NGC 6397来测量它们的静止中子星（NS）的光谱，从而限制每个中子星的质量和半径的允许范围。我们还使用哈勃空间望远镜测光的NGC 6397，以确定一个潜在的光学伴星的静态NS，并找到证据表明，伴星缺乏氢。我们仔细考虑了一些系统的问题，并表明，大气成分的选择，星际介质丰度，和集群的距离可以有重要的影响推断NS质量和半径。我们发现，对于典型的NS质量，这两个NS的半径是一致的10-13公里的范围内最近的核物理实验青睐。这排除了Guillot和合作者提出的NS半径异常小的证据，该证据依赖于NGC 6397 NS的小半径推断。
2014-06-05 astro-ph.HE nucl-th
A New Approach to Mass and Radius of Neutron Stars with Supernova Neutrinos
中子星是在核心坍缩的超新星爆炸中形成的，在那里会发射出大量的中微子。在本文中，超新星中微子光变曲线计算的冷却阶段的质子中子星，持续几分钟。在数值模拟中，我们采用了90个不同不可压缩性、对称性能量和核子有效质量的唯象状态方程模型进行了全面的研究。结果表明，中子星质量越大，中子星半径越小，冷却时间越长。此外，冷却时标的理论表达式作为质量和半径的函数，它被发现忠实地描述数值结果。这些发现表明，利用中微子信号诊断新形成的中子星的质量和半径是可能的。
2020-02-09 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Constraining the Mass and Radius of Neutron Stars in Globular Clusters
我们分析了球状星团中8个静止低质量X射线双星的观测数据，并结合它们确定了中子星的质量-半径曲线和致密物质的状态方程。我们确定的影响，几个不确定性可能对我们的结果，包括不确定性的距离，大气成分，中子星的最大质量，中子星的质量分布，可能存在的热点上的中子星表面，和优先选择的状态方程的致密物质。我们发现，一个1.4太阳质量的中子星的半径是最有可能从10到14公里，更严格的约束，只有更强的假设的性质的中子星，系统的意见，或致密物质的性质是可能的。强相变优于贝叶斯因子为8或更大的其他模型和数据解释，在这种情况下，半径可能小于12公里。然而，如果中子星具有不均匀的温度分布，则半径大于12 km是优选的。
2017-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Mass-radius constraints for the neutron star EoS - Bayesian analysis
我们提出了一个新的贝叶斯分析（BA）使用析取M-R约束提取冷，致密物质状态方程（EoS）的概率测度。这种分析的关键问题之一是在紧凑型恒星的解除禁闭过渡的问题，以及它是否作为一个交叉或更确切地说作为一个一阶过渡。我们表明，通过假设尚未存在的半径测量结果的质量为$2M_\odot$，约3公里的半径间隙将清楚地选择一个EoS与强大的一阶相变作为最有可能的。这将支持在目前和即将进行的重离子碰撞实验中仔细研究的QCD相图中存在一个临界端点。
2015-11-18 astro-ph.HE nucl-th
Nucleon radius effects on neutron stars in quark mean field model
在夸克平均场模型的框架下，研究了自由空间核子半径对核物质和中子星的影响。核子半径的处理自洽与这个模型，其中夸克禁闭调整，以适应不同的核子半径值。修正由于质心运动，夸克-π介子耦合，和一个胶子交换包括在真空中获得核子质量。通过再现核物质的经验饱和性质，包括最近对对称性能量参数的测定，重新构造了描述多体核子系统行为的介子耦合常数.结果表明，自由空间中核子半径对核物质物态方程和中子星质量-半径关系的影响可以忽略，这与前人的研究结论不同.我们进一步探讨了早期文献中发现的恒星半径对核子半径的敏感性实际上来自于对称能及其斜率。
2018-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Constraining neutron star matter from the slope of the mass-radius curves
本研究通过分析中子星质量-半径曲线的局部斜率，利用未来探测器数据约束中子星状态方程，发现负斜率预示2倍太阳质量中子星半径小于12公里，并限制最大质量范围。
2024-09-19 astro-ph.HE hep-ph 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
Novel Neutron Star Structures with Nucleon Mass Radius
为了揭示最新的中子星观测实验GW 170817与现有理论的差异，我们主要从现有理论出发，考虑核子半径对中子星的影响。我们认为，在中子星中核子半径的影响是不可忽略的，应该用核子的质量半径来代替电荷半径。根据新的测量结果，核子质量半径被设置为$r_m = 0.55\pm0.09$ fm。它被认为是核物质状态方程中“排除体积效应”模型的输入。我们利用质子质量半径提出了一个新的中子星质量半径关系，与观测结果GW170817一致。
2021-07-03 hep-ph nucl-th
A three-parameter characterization of neutron stars' mass-radius relation and equation of state
本文提出用最大质量中子星的质量、半径及半最大质量星半径三个参数刻画一大类中子星状态方程，并建立从质量-半径关系到EoS的普适半解析逆映射，据此利用现有观测对高密度EoS给出新约束。
2024-08-01 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
Constraining a relativistic mean field model using neutron star mass-radius measurements II: Hyperonic models
该研究基于场论方法比较含超子与不含超子的中子星EOS推断模型，发现未来X射线计时望远镜模拟数据可通过贝叶斯因子识别超子，但仅有六组测量且误差为2%时仍难约束模型参数。
2025-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Massive Neutron Stars with Antikaon Condensates in a Density Dependent Hadron Field Theory
PSR J 1614 -2230的$1.97 \pm 0.04 M_{solar}$和PSR J 0348 +0432的$2.01 \pm 0.04M_{solar}$的测量对中子星的状态方程及其在更高密度下的奇异成分提出了强有力的约束。本文在相对论密度依赖耦合平均场模型的框架下，研究了在$2M_{solar}$观测质量约束下奇异状态方程的可能性。我们特别研究了超子存在时反K介子凝聚对中子星质量半径关系的影响。
2014-06-19 astro-ph.HE nucl-th
The radius of a typical-mass neutron star and chiral effective field theory
我们利用最近得到的高质量手征核子-核子势（直到手征展开的五阶）和手征三核子力，从物态方程出发计算了中子星的质量和半径。我们的重点是半径为1.4 M_{Sun}中子星，我们报告的预测是一致的，与最近的限制。我们还显示了完整的M（R）关系，直到它们各自的最大质量。除了微观预测来自手征力的密度，状态方程通过多方延拓得到。然而，1.4 M_{Sun}中子星的半径对高密度外推几乎不敏感。
2018-07-22 nucl-th
On Calculation of the Neutron Charge Radius
我们指出，夸克的反常磁矩和核子波函数中的相对论效应导致中子电荷半径的正确值。
2001-06-29 hep-ph nucl-th
On the minimum radius of very massive neutron stars
NICER和钱德拉天文台在PSR J 1614 -2230和PSR J 0740 +6620中建立大质量中子星半径的前景，有可能将物质的状态方程（EoS）限制到远远超过质量为$\sim 1.4\,{\rm M}_{\odot}$的典型恒星的密度。在这项工作中，我们调查的半径之间的关系非常大质量的中子星的最大质量，$M_{\rm max}$，由致密物质EoS支持。将强子物质模型的结果与包含一阶强子到夸克相变的模型的结果进行对比。我们发现，$M_{\rm max}$的下限与大质量夸克半径的上限，用于排除太软的夸克物质，和$M_{\rm max}$的上限与大质量夸克半径的下限强烈不利于过渡到太硬的夸克物质出现在低密度。从未来的引力波事件的吸入双星的半径推断所发挥的补充作用也简要讨论。
2020-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutron star properties and the equation of state for its core
对于核壳用同一核模型描述的中子星物质，目前还没有统一的状态方程。然而，使用非统一的状态方程并在地壳和地核之间进行简化的匹配，已被证明会在半径确定中引入不确定性，其可能大于下一代X射线卫星的预期精度。我们的目标是消除中子星半径和质量对地壳详细模型和壳核匹配过程的依赖性。本文通过求解中子星壳流体静力平衡近似方程，得到了一个精确的半径公式，它只依赖于核质量和半径，以及核壳界面和壳表面的重子化学势。对于一个完全增生的地壳，我们还需要每一个增生核子的深部地壳总加热值。对于典型的中子星质量，近似方法可以确定中子星半径，误差约为0.1%（约10 m，相当于地壳厚度的1%误差）。这种形式适用于具有催化壳或完全吸积壳的中子星。两个模型之间中子星半径的差异与由于深部地壳加热而释放的总能量成正比。对于描述中子星核心的致密物质的给定模型，中子星的半径可以独立于地壳模型而精确地确定，其精度比下一代X射线卫星预期的约5%要好得多。这样就可以避免使用地壳和地核的非统一状态方程时可能出现的半径不确定性问题。
2016-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Parity Violation, the Neutron Radius of Lead, and Neutron Stars
重核的中子半径是一个基本的核结构观测，仍然难以捉摸。在这一领域的进展一直受到限制的强子探针的独家使用，阻碍了大的和有争议的不确定性的反应机制。杰斐逊实验室的宇称半径实验为强子计划提供了一个有吸引力的电弱替代方案，并承诺通过宇称违反电子散射精确测量208Pb的中子半径并独立建模。在这篇文章中，我们研究了这种决定在原子核结构、原子宇称违反和天体物理学等不同领域的深远影响。
2006-08-09 astro-ph nucl-ex nucl-th
QCD and nuclear physics. How to explain the coincidence between the action radius of nuclear forces and the characteristic scale of the neutron-neutron electrostatic interaction?
本文试图在QCD框架下解释$\sim 1÷3$ fm处中子-中子强相互作用与静电相互作用形状的相似性。
2015-12-03 hep-ph nucl-ex 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
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。
2024-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Equation of State of Neutron-Rich Matter at Fourth Order of Chiral Effective Field Theory and the Radius of a Medium-Mass Neutron Star
我们报告中子星预测的基础上，我们最新的状态方程。这些都是从手征有效场论推导出来的，它允许一个系统的发展核力，一个顺序一个顺序。我们利用高质量的两核子相互作用，并包括所有的三核子力的手征展开的四阶。我们的从头算预测仅限于手征有效场论的适用范围。然而，中子星内部的恒星物质在饱和状态下的密度可能比正常的核物质高出几倍，其成分基本上是未知的。按照既定的做法，我们扩展我们的微观预测，以更高的密度匹配分段多面体。平均大小的中子星的半径约为1.4个太阳质量，在正常密度下对压力敏感，因此适合于约束状态方程的从头算理论。因此，我们将重点放在中等质量恒星的半径上。我们比较我们的结果与其他理论预测和最近的限制。
2022-02-27 nucl-th
The mean square radius of the neutron distribution in the relativistic and non-relativistic mean field models
研究了非相对论平均场模型中点中子分布的均方根半径比相对论平均场模型小0.1fm的原因。这种差异是源于两种框架中的有效质量和单体势强度的乘积的不同值。这些量的值受到Hugenholtz-Van Hove定理的约束。中子皮不是对称势的简单函数，而是依赖于核子有效质量。
2022-01-12 nucl-th
Constraining URCA cooling of neutron stars from the neutron radius of 208Pb
钱德拉天文台最近的观测表明，一些中子星可能会迅速冷却，这可能是通过直接的URCA过程，这需要很高的质子分数。质子分数由核对称能确定，其密度依赖性可以通过测量重核（如208 Pb）的中子半径来约束。这样的测量对于可靠地将质子分数外推到中子星中存在的更高密度是必要的。大的中子半径意味着208 Pb的刚性对称能量随着密度的增加而迅速增长，从而有利于高质子分数并允许直接URCA冷却。通过使用各种相对论有效场论模型，对208 Pb中子半径的预测与致密物质中的质子分数相关。预测208 Pb中子（Rn）减去质子（Rp）的均方根半径为Rn-Rp<0.20 fm的模型中，质子分数太小，不允许直接URCA冷却1.4太阳质量的中子星。相反，如果Rn-Rp>0.25 fm，则直接URCA过程（所有模型）都允许冷却1.4太阳质量的中子星。杰斐逊实验室的宇称半径实验旨在精确测量208 Pb中的中子半径，并通过宇称破坏电子散射独立建模。这样的测量将大大提高我们确认或排除中子星直接URCA冷却的能力。
2002-07-23 astro-ph hep-ph nucl-th
Impact of NICER's Radius Measurement of PSR J0740+6620 on Nuclear Symmetry Energy at Suprasaturation Densities
通过在三维参数空间中直接反演超浓丰中子核物质物态方程的几个中子星观测量，我们证明了中子星内部成分探测器（NICER）的质量为$2.08\pm 0.07~M_{\odot}$的PSR J 0740 +6620的半径下限最近的观测在$(1.0\sim 3.0)$乘以饱和密度的密度范围内，为核对称能设定了一个比以前已知的更严格的下限核物质的$ρ_0$。在中子星的这个密度区域中，导致质子极化子形成的超软对称能显然不受迄今为止可靠观测到的最大质量的中子星的第一次半径测量的影响。
2021-08-17 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Neutron Star Structure and the Neutron Radius of 208Pb
我们研究了重核的富中子皮与中子星壳性质之间的关系。相对论有效场论与较厚的中子皮在$^{208}$铅有一个更大的电子分数和较低的液-固跃迁密度的富中子物质。这些属性是由密度依赖的对称性能量，我们通过增加非线性耦合的isoscillation和isovector介子。通过宇称破坏电子散射精确测量$^{208}$ Pb中的中子半径，可能对中子星的结构有重要意义。
2001-04-24 astro-ph nucl-ex nucl-th
Imprint of Nucleon Radius on the Slowly Rotating Neutron Star Properties
在一个包含ω-ρ混合非线性项的相对论平均场模型中，研究了自由空间核子半径对核物质和慢转中子星性质的影响。我们使用与我们以前的工作相同的密度相关半径。然而，在目前的工作中，我们利用更适当的对称核物质（SNM）的预测为一些不同的核子半径的参数集。为此，通过将在亚饱和密度下的相应SNM性质拟合到IUFSU参数集的预测来调整每个参数集中的等压线参数和截止参数$β$。我们得到了自由空间半径为$r \le 0.83$ fm的复合核子假设与目前可接受的核物质（NM）在饱和密度以外的性质仍然是相容的。我们还发现，自由空间核子半径的影响可以印在半径，转动惯量，和地壳性质的缓慢旋转的中子星。
2017-04-21 nucl-th
New constraints on the neutron-star mass and radius relation from terrestrial nuclear experiments
核物质物态方程的确定一直是核天体物理学中最大的难题之一，因为物态方程是确定中子星性质的基础。为了限制核对称能的密度依赖性，几个核实验，例如，由S $π$ RIT和PREX-II协作报告的方法，最近已经进行。然而，由于它们的不确定性仍然很大，天文观测等额外的限制必须是至关重要的。此外，有趣的是看到它们的报道值对中子星性质的影响。在本研究中，我们以相对低密度区域为重点，在S $π$ RIT和PREX-Ⅱ的约束下，研究了中子星质量和半径关系的允许区域。这些实验预测的每个区域仍然与各种天文观测所限制的允许区域一致。我们的研究结果表明，地面核实验必须提供进一步的限制状态方程的中子星，补充天文观测。
2022-03-17 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Massive and massless modes of the triplet phase of neutron matter
密度为核饱和密度量级的中子物质被认为在3P2通道中具有成对的中子。我们研究了这一阶段的低躺模式，并找到两个无质量模式（角动量），导致自发破缺的旋转对称性以及其他三个，带隙模式。我们计算它们在任意温度下的质量。
2014-09-12 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Measuring Neutron Star Radius with second and third generation Gravitational Wave Detector Networks
本文研究第二代与第三代引力波探测器网络对中子星半径的测量能力，表明单个40公里宇宙探索者探测器可在十年内将软、中等和硬状态方程的中子星半径精度提升至10米，远超当前探测器网络。
2024-02-07 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Hybrid neutron stars in the mass-radius diagram
我们提出了一个系统的调查的特殊点（SP）的可能位置，一个独特的混合中子星的质量半径的功能。该研究是在两阶段的方法，其中高密度（夸克物质）相描述的恒定声速（CSS）的状态方程（EoS）和核物质相饱和密度的变化从非常软（APR）到刚性（DD 2与排除核子体积。不同的构造方案的解除禁闭过渡应用：麦克斯韦建设，混合相位建设和抛物线插值。我们首次证明，SP是不变的，不仅对改变核物质EoS，但也对相变的建设计划的变化。由于SP作为大质量混合星的最大质量和可达半径的代理，我们得出的混合中子星的极限质量和半径的结论。
2021-06-13 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Relativistic mean-field study of neutron-rich nuclei
采用相对论平均场模型研究丰中子核的基态性质。非线性isoscalar-isovector项，不受当今现象学的约束，被添加到模型拉格朗日，以修改鲜为人知的密度依赖的对称性能量。这些新的条款软化的对称性能量和重塑理论中子滴线，而不损害现有的基态信息的协议。发现208 Pb的中子半径与价轨道结合能之间存在很强的相关性：208 Pb的中子半径越小，最后占据的中子轨道结合能越弱。因此，具有最软对称能量的模型是第一个滴中子的模型。此外，在托马斯·杰斐逊实验室即将进行的208 Pb中子半径的百分之一测量的预期中，208 Pb的中子半径和与原子宇称违反实验相关的元素的中子半径之间建立了密切的关系。
2003-01-28 nucl-th
Neutron charge radius and the Dirac equation
本文研究了外电场中有限尺寸中子的狄拉克方程。我们明确地将狄拉克-泡利形状因子的狄拉克方程。在非相对论性约化之后，Darwin-Foldy项被来自Dirac形状因子的贡献抵消，使得外部场电荷密度的唯一系数是$e/6 r^2_{En}$，i。e.与电萨克斯形状因子相关的均方根半径。我们的结果与Isgur最近的一个结果相似，并且调和了关于使用狄拉克方程描述核子的两种明显矛盾的观点。
1999-06-05 nucl-th
Constraints on the Symmetry Energy Using the Mass-Radius Relation of Neutron Stars
核对称能与核天体物理有着密切的联系。这篇文章着重于从实验上估计对称能以及它与中子星结构的关系。最重要的联系是中子星的半径和中子星物质在核饱和密度$n_s$附近的压力之间的联系。该压力基本上由核对称能量参数$S_v$和$L$控制，它们是$n_s$周围对称能量的泰勒展开式的前两个系数。我们讨论这些参数的约束，可以从核实验中找到。我们证明，这些约束在很大程度上是模型无关的定性推导出一个简单的核模型。我们还总结了最近的纯中子物质的理论研究可以加强这些约束。迄今为止，人们已经尝试了几种不同的天体物理学测量中子星半径的方法。注意力集中在光球半径膨胀爆发和静态低质量X射线双星的热辐射。虽然目前这些观测都不能确定单个中子星的半径，精确度超过20%，但观测结果可以与贝叶斯技术一起使用，以有效地将它们约束到更高的精度。这些技术反演结构方程并获得中子星物质压力-密度关系的估计，不仅在$n_s$附近，而且高达中子星内部发现的最高密度。我们得到的中子星半径的估计值与核实验和理论的预言是一致的。
2014-03-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutron stars in $f(\mathtt{R,L_m})$ gravity with realistic equations of state: joint-constrains with GW170817, massive pulsars, and the PSR J0030+0451 mass-radius from ${\it NICER}$ data
在这篇工作中，我们研究了中子星（NS）在$f(\mathtt{R,L_m})$引力理论的情况下$f(\mathtt{R,L_m}) = \mathtt{R} + \mathtt{L_m} + σ\mathtt{R}\mathtt{L_m}$，其中$\mathtt{R}$是里奇标量和$\mathtt{L_m}$拉格朗日物质密度。在术语$σ\mathtt{R}\mathtt{L_m}$中，$σ$表示引力场和粒子场之间的耦合。首次在理论上求解流体静力平衡方程，考虑到现实的状态方程和NS质量和半径得到的联合约束，从大质量的恒星，引力波事件GW 170817和PSR J0030+0451质量半径从美国宇航局的中子星内部成分探测器（${\it NICER}$）的数据。结果表明，在这个引力理论中，质量半径结果可以容纳质量极大的类星体，而广义相对论则很难做到这一点，并且该理论还可以解释在$1.4~M_{\odot}$附近质量的GW170817和PSR J0030+0451观测所限制的半径区域内观测到的NS。
2021-11-18 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
The Dense Matter Equation of State from Neutron Star Radius and Mass Measurements
本文对12颗中子星在热核爆发和静止期的光谱半径测量进行了全面的研究。我们纳入，为第一次，大量的系统不确定性的测量的表观角的大小，爱丁顿通量，和距离，在组成的星际介质，并在通量校准的X射线探测器。我们还考虑到最近的理论计算结果的旋转效应的中子星半径，大气的影响，表面光谱和相对论修正的爱丁顿临界通量。我们采用贝叶斯统计框架从光谱测量获得中子星半径，以及从半径测量推断状态方程。结合核饱和密度附近的实验结果和~2 Msun中子星的观测结果，我们对大约2-8倍核饱和密度之间的物态方程的性质提出了强的定量约束。我们发现，在M=1.5 Msun附近，优选的状态方程预测半径在10.1 - 11.1 km之间。当解释压力约束的背景下，高密度状态方程的基础上相互作用的核子，我们的研究结果表明，一个相对较弱的贡献的三体相互作用势。
2015-12-10 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Combining Electromagnetic and Gravitational-Wave Constraints on Neutron-Star Masses and Radii
我们执行联合贝叶斯推断的中子星质量和半径的约束条件的基础上GW 170817，静态低质量X射线双星（QLMXB），光球半径膨胀X射线爆发（PRE），和X射线定时观测J 0030 +0451的观测。使用该数据集，先验分布的形式仍然对后质量-半径（MR）曲线和状态方程（EOS）有影响，但这种影响小于最近单独考虑QLMXB时获得的影响。我们分析了电磁数据的一致性，包括“内在散射”的不确定性的贡献，并发现只有轻微的扩大后验。这表明，引力波和电磁观测的中子星结构提供了一个一致的图片的中子星质量半径曲线和状态方程。
2020-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A New Bayesian Framework with Mass-Radius-Space Priors to Constrain the Neutron Star Equation of State
Stony Brook University（石溪大学）；University of Washington（华盛顿大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
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。
2026-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Insensitivity of the elastic proton-nucleus reaction to the neutron radius of 208Pb
用非相对论脉冲近似方法研究了弹性质子-核反应对208Pb中子半径的敏感性--或者说不敏感性。能量区域（Tlab = 500 MeV和Tlab = 800 MeV）被选择为使得可以安全地假定冲激近似。因此，只有自由核子-核子散射数据被用作光学势的输入。此外，光学势包括从精确校准的模型生成的质子和中子基态密度。即便如此，这些模型对于208 Pb中鲜为人知的中子皮厚度给出了一个很宽的值范围（从0.13 fm到0.28 fm）。一个很好的描述的实验截面与所有的中子密度。我们已经调用程函近似内开发的分析见解，以了解不同的中子密度的微分截面的不敏感性。由于截面的衍射振荡是由原子核的物质半径控制的，所以不同模型之间中子皮的大范围扩散被稀释成物质半径的仅1.5%的差异。这使得弹性反应作为测量中子半径的精确工具变得无效。
2005-09-08 nucl-ex nucl-th
Asymmetric nuclear matter and neutron star properties
本文采用相对论的Dirac-Brueckner-hartree-Fock方法计算了中子星的质量和半径等非对称核物质性质。对于纯中子物质，我们发现最大质量是2.4太阳质量，半径为12公里。对于30%的质子分数，我们发现最大质量为2.1太阳质量，半径为10.5公里。的影响进行了讨论。
1994-06-23 nucl-th
Neutron rich nuclei and neutron stars
杰斐逊实验室的PREX实验测量了208 Pb的中子半径，并以一种不受大多数强相互作用不确定性影响的方式测量了宇称违反电子散射。208 Pb半径对富中子物质和中子星的结构有重要的意义。我们目前的第一PREX结果，描述未来的计划，并讨论了后续的测量中子半径的48 Ca。我们回顾了中子星质量和半径的射电和X射线观测。这些约束状态方程（压力与密度）的中子丰富的物质。我们提出了一个新的能量泛函，同时适合核和中子星的性质。在这种方法中，中子星的质量和半径限制了中子物质的能量。这避免了必须依赖于中子物质的模型依赖微观计算。然后使用该泛函来预测滴线的位置和非常富中子的重核的性质。
2013-03-01 nucl-th
Massive Neutron Stars with Hadron-Quark Transition Core : phenomenological approach by "3-window model"
通过引入“三窗口模型”并唯象地构造强子-夸克（HQ）过渡区状态方程的新方法，讨论了中子星（NS）可能的最大质量。研究发现，具有HQ过渡核的中子星（NS）能够具有超过两个太阳质量的质量，这与最近观测到的大质量NS相一致。
2015-12-28 nucl-th
Neutron star stiff equation of state derived from cooling phases of the X-ray burster 4U 1724-307
如果能精确测量冷尾区的爱丁顿通量和视半径，并且知道到辐射源的距离，那么X射线暴的热辐射是确定中子星质量和半径的有力工具。本文提出了一种改进的方法，利用覆盖大范围光度的光球半径膨胀爆发冷却相的数据来确定恒星的基本参数。由于在该阶段的黑体表观半径只取决于光谱硬化因子（颜色校正），我们建议拟合的颜色校正与磁通量在爱丁顿单位的观测到的变化的表观黑体半径的平方根的倒数与磁通量的理论依赖性。我们发现，光谱变化观察到的长期光球半径膨胀爆发从4U 1724-307是完全一致的被动冷却中子星大气的理论预期。我们的方法使我们能够更可靠地确定爱丁顿通量（发现比着陆通量小15%）和恒星表观半径与距离的比值。然后，我们发现一个下限的中子星半径为14公里的质量低于2.2 M_sun，独立的化学成分。这些结果表明，中子星内部的物质具有刚性状态方程的特征。最后指出，4U 1724-307短爆发冷却尾的黑体辐射面积比长爆发小一倍，其演化不符合理论。这使得他们的使用确定的中子星参数值得怀疑，并投下严重怀疑的结果，以前的作品，用于分析类似的爆发从其他来源。[删节]
2011-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE nucl-th
Constructing a neutron star in G2-QCD
中子星的内部结构仍是一个悬而未决的问题。为了取得进展并理解规范相互作用对中子星结构的定性影响，我们在QCD的修改版本中研究了中子星。在这种修改中，QCD的规范群被特殊李群G $_2$所取代，它有中子，并且在有限密度的格点计算中是可接近的。本文利用由格点计算构造的状态方程，用Tolman-Oppenheimer-Schmidoff方程确定了该理论中中子星的质量-半径关系。结果表明，非平凡的相互作用的质量半径关系的影响。然而，夸克的质量几乎没有影响。给出了中子星内部的密度分布和相结构。如果结果延续到完整的QCD，中子星的大部分内部结构已经可以从质量-半径关系的精确测量中推断出来。
2017-10-20 astro-ph.HE hep-lat nucl-th
Influence of pairing correlations on the radius of neutron-rich nuclei
在自洽Skyrme Hartree-Fock-Bogoliubov计算框架下研究了对关联对核中子均方根半径的影响。用格林函数方法对连续统进行了适当的处理。作为一个例子，原子核$^{124}$ Zr被处理成不同强度的配对相关。我们发现，随着配对强度的增加，中子均方根半径首先收缩，达到最小值，超过这一点，它再次扩大。这种收缩是由于所谓的“配对反晕效应”，即：e.这是由于随着配对的增加，渐近密度分布减小。然而，在某些情况下，增加配对相关性也会导致原子核的膨胀，这是由于所谓的“晕”轨道的占用不断增加，即具有低$\ell $值的连续体中的弱束缚态和共振。在这种情况下，中子半径仅仅由于对关联的影响而扩展，因为这些“晕”轨道在没有对的情况下不能被占据。在这种情况下，“反晕轮效应”一词是不合理的。为了充分理解这种复杂的相互作用，自洽计算是必要的。
2017-01-17 nucl-th
Neutron Stars and Massive Quark Matter
用色-电介质模型描述夸克禁闭，包括奇异夸克和考虑β平衡，我们得到了半径为$R\approx 9$ km的静态中子星的质量在$1.3\leq M/M_{\odot}\leq 1.54 $范围内。通过直接URCA机制获得快速冷却。讨论了中子星组成的意义。
1995-05-26 nucl-th
A new criterion for the existence of dark matter in neutron stars
本文通过双流体TOV方程研究暗物质混合中子星，发现固定质量下较小正常物质半径与较大潮汐形变率的负相关关系可作为中子星中存在暗物质的新判据，并可用于约束暗物质参数。
2023-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
