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
Tidal Deformability Doppelgangers: Implications of a low-density phase transition in the neutron star equation of state
本研究发现存在一类“潮汐形变分身”物态方程，其核密度压强、中子星半径差异显著但潮汐形变相近，源于低密度相变，需结合核理论、X射线观测或下一代引力波探测器约束。
2023-06-20 astro-ph.HE nucl-th
Tidal deformability with sharp phase transitions in (binary) neutron stars
在中子星合并过程中，中子星的潮汐形变是决定合并前引力波信号的一个重要参数。在这篇文章中，我们展示了中子星潮汐形变在一个或两个急剧相变（s）存在下的表现。我们描述了当这些相变的性质在稠密物质状态方程（EoS）中被修改时，潮汐变形能力的变化。尖锐的相变导致最小可能的潮汐变形，也诱导潮汐变形和引力质量之间的关系的不连续性。这些结果在定性上不受相变适度软化的影响。最后，我们测试了两个普遍的关系，包括潮汐变形，并表明其准确性是有限的急剧相变。
2019-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Thermal effects on tidal deformability of a coalescing binary neutron star system
通过探测发射的引力波来研究中子星合并是研究高密度下致密核物质性质最有前途的工具之一。值得一提的是，目前还没有强有力的证据表明，在合并之前的最后一个轨道期间，恒星的温度为零。此外，有一些理论预测表明，恒星的温度甚至可能是几MeV。根据主要理论，潮汐将机械能和角动量传递给恒星，而恒星内部的摩擦将机械能转化为热量。在吸气过程中，这些影响可能是可以检测到的。不同的处理方法被用来估计机械能的转移和潮汐摩擦的大小，导致不同的结论合并前的潮汐效应的重要性。本文研究了中子星系统在合并前的内旋过程中温度对中子星潮汐形变的影响。我们应用了一类热状态方程起源于各种核模型，并发现，即使是低的温度值（$T<1$ MeV）的潮汐变形的基本成分的影响是不可忽略的。然而，根据主要发现，温度对潮汐变形的影响是不可区分的。讨论和分析了这一意外结果的后果。
2021-10-19 astro-ph.HE nucl-th
Thermal effects on tidal deformability in the last orbits of an inspiraling binary neutron star system
通过探测发射的引力波来研究中子星合并是研究高密度下致密核物质性质的最有前途的工具之一。值得一提的是，目前还没有强有力的证据表明，在合并之前的最后一个轨道上，恒星的温度为零。然而，理论研究表明，温度有关的inspiral阶段，甚至可以达到几兆电子伏。根据主要理论，潮汐将机械能和角动量传递给恒星，而恒星内部的摩擦将机械能转化为热量。在螺旋上升过程中，这些影响是潜在的可检测的。不同的处理方法被用来估计机械能的转移和潮汐摩擦的大小，导致不同的结论合并前的潮汐效应的重要性。本文研究了中子星系统在合并前的内旋过程中温度对中子星潮汐形变的影响。我们采用了一类热状态方程，等温和绝热，起源于各种核模型。我们发现，即使是低的温度值（$T<1$ MeV），潮汐变形的基本成分的影响是不可忽略的。另一方面，在绝热星的情况下，潮汐变形的热效应仍然是不可察觉的，直到值$S=0.2 \ {\rm k}_{B}$。根据主要发现，温度对潮汐变形的影响是不可区分的。对上述结果的后果进行了讨论和分析。
2022-07-03 astro-ph.HE nucl-th
Large Sound Speed in Dense Matter and the Deformability of Neutron Stars
LIGO-Virgo合作组历史性地首次探测到双星中子星合并GW 170817，这为中子星的引力变形设定了极限。相比之下，PSR J 0740 +6620的射电观测发现了一颗质量非常大的中子星。小的可变形性和大的最大质量之间的张力可能表明压力随着密度迅速上升，因此致密物质中的声速可能是光速的一大部分。我们利用这些观测结果和简单的恒定声速模型状态方程来设定中子星中最大声速的下限。如果1.4 $M_\odot$中子星的潮汐形变小于600，正如随后对GW 170817的分析所建议的那样，我们发现中子星核中的声速可能大于$c/\sqrt{3}$的共形极限。这对我们理解致密物质的强子和夸克胶子描述的影响进行了讨论。
2020-02-21 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Tidal Deformability of Neutron Stars with Realistic Nuclear Energy Density Functionals
通过考虑中子星双星并合过程中的潮汐形变，研究了对中子星质量和半径的约束。为了从理论中提取最可靠的不确定性范围，我们采用基于Skyrme力和密度泛函理论的模型，并选择与有限核的经验数据一致的模型，饱和密度周围的核物质的测量特性，以及中子星的最大质量的观测。从选定的模型中，我们计算的爱数$k_2$，无量纲潮汐变形$Λ$，和质量加权变形$\tildeΛ$的二元系统。我们发现，在这项工作中考虑的所有模型给$\tildeΛ$小于800，这是从测量GW170817得到的上限。然而，潮汐变形能力的模型依赖性是明显的，我们的结果对潮汐变形能力表现出临界灵敏度的中子星的大小。
2018-05-01 nucl-th
GW170817: constraining the nuclear matter equation of state from the neutron star tidal deformability
利用相对论和非相对论平均场模型，研究了由GW 170817推导的潮汐变形能力对核物质状态方程关键参数的约束.这些模型与有限核的体性质以及观测到的中子星$\sim 2 ~ {\rm M}_\odot$最大质量的下限是一致的。潮汐变形能力显示出与EoS相关的等压线和等矢量核物质参数的特定线性组合的强相关性。这种相关性表明，潮汐变形的精确值可以把紧边界上的几个EoS参数，特别是，在斜率的不可压缩性和曲率的对称能量。从GW 170817及其紫外/光学/红外对应物获得的潮汐变形性将正则$1.4~ {\rm M}_{\odot}$中子星的半径设定为$11.82\leqslant R_{1.4}\leqslant13.72$ km。
2018-09-29 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Neutron skins of heavy nuclei and tidal deformability of neutron star
本文用最近发展起来的有效相对论平均场模型G3和IOPB-Ⅰ \cite{G3, IOPB}，讨论了从$^{40}$ Ca到$^{238}$ U的各种有限核的中子皮厚度（NST）的数值预测。计算结果与PREX-II数据进行了比较，并在CERN用反质子进行了实验。此外，还计算了一颗正则中子星1.4 $M_\odot$的维度潮汐变形率，并与最近观测到的GW 1701817的维度潮汐变形率进行了比较。
2019-09-29 nucl-th
Impact of the neutron-star deformability on equation of state parameters
利用贝叶斯推断分析方法研究了质量为1 ~ 2个太阳质量的中子星上核物质状态方程（EOS）的泰勒展开参数对中子星无量纲潮汐形变率（$Λ$）的敏感性。验证了该质量区域内潮汐变形性与致密性参数（M/R）之间的全局幂律关系。为了避免膨胀参数之间的多余的相关性，我们使用了一个相关的自由状态方程模型的基础上最近发表的元建模方法。我们发现，在先验分布的假设强烈影响$Λ$的约束。从中子星合并事件GW 170817获得的$Λ$约束更倾向于低的值的$L_\text{sym}$和$K_\text{sym}$，一个典型的中子星与1.4太阳质量。对于质量为$<1.6$太阳质量的中子星，$L_\text{sym}$和$K_\text{sym}$与潮汐变形性有很强的相关性.对于质量较大的中子星，潮汐形变与高阶泰勒展开参数的相关性更强。
2020-09-11 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
Neutron star tidal deformability and equation of state constraints
尽管中子星有着悠久的历史和天体物理学的重要性，但它们的一些关键性质仍然不确定。在它们内部遇到的极端条件，包括极端密度和同位旋不对称的不确定成分的物质，在广义相对论中独特地决定了恒星的宏观性质。天体物理学对这些宏观性质的限制，如中子星的质量和半径，长期以来一直被用来理解形成它们的物质的微观性质。本文讨论了中子星的另一个天体物理学上可观测的宏观性质：潮汐形变。中子星与其他具有结构的扩展天体一样，在外部潮汐场的影响下会发生潮汐形变。在通过引力波发射观测到的中子星合并的背景下，这种变形可以通过称为\emph{tidal deformability}的参数进行量化。我们讨论了潮汐变形的作用，在观测的聚结中子星与引力波，以及它如何可以用来探测自然界最紧凑的物质对象的内部结构。也许不可避免的是，大部分的讨论将由GW 170817决定，截至撰写本文时，GW 170817是对双中子星与引力波合并的最具信息性的确认探测。
2020-11-12 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Tidal deformability of neutron and hyperon star with relativistic mean field equations of state
利用相对论平均场状态方程系统地研究了中子星和超子星的潮汐形变。在致密双星演化的早期，潮汐效应起着重要的作用。虽然，与EOS相关的变形有一个小的修正，它给出了一个干净的引力波签名在双螺旋。这些都是由不同的勒夫数kl（l= 2，3，4）来表征的，这取决于给定质量和半径的恒星的状态方程。利用先进的LIGO探测器，在吸气型中子星（BNS）合并的最后阶段，可以有效地测量恒星的潮汐效应。
2016-09-28 nucl-th
Neutron star equation of state and tidal deformability with nuclear energy density functionals
中子星是致密核物质物理学的终极试验场所。在探测到由双中子星并合产生的引力波之前，人们利用各种核状态方程，根据电磁观测结果，估算了中子星的质量和半径等宏观性质。然而，最近的引力波GW 170817对中子星潮汐形变的观测开启了多信使天文学和天体物理学的新纪元，许多理论工作被扩展到估算中子星的潮汐形变。在这篇文章中，我们回顾了我们最近的工作应用核能密度泛函的中子星的性质，包括潮汐变形。我们发现，许多核能密度泛函，包括新的KIDS（韩国：IBS-Daegu-Sungkyunkwan）模型，满足目前的电磁和引力波观测的约束。我们讨论了未来的可能性约束核物质状态方程的地面实验和多信使观测。
2020-05-29 nucl-th
Effect of the crust on neutron star empirical relations
我们分析了地壳状态方程如何影响几个中子星的属性，以及它如何影响从天体物理观测推断的可能的约束。使用三个不同的地壳，我们产生三套模型独立的状态方程描述恒星物质的泰勒展开饱和密度。物态方程在物理学上是一致的、因果的，并且与天体物理学的观测结果相一致。研究了潮汐形变率$Λ$与密度$C$、勒夫数$k_2$和质量为$M$的中子星半径之间的关系，并分析了地壳状态方程对这些关系的影响。在大多数关系式中，地壳状态方程的影响不大于2%。然而，如果考虑一个固定的中子星质量，潮汐变形能力和半径之间的关系取决于地壳。我们发现，对于大质量中子星，关系式$Λ_{M_i} = αR_{M_i}^β$变得几乎精确，并且与地壳无关。结果表明，利用GW 179817有效潮汐变形度$\tildeΛ$可以确定1.4 $M_\odot$星的潮汐变形度，其精度至少为$\approx 10\%$ .证实了$\tildeΛ$与中子星双星中质量最大的恒星半径之间的高度相关性，但也证明了地壳对这种关系有$\approx 14\%$的影响。我们已经发现，关系$Λ_1/Λ_2=q^a$依赖于$M_{\text{chirp}}$作为$a\sim \sqrt{M_{\text{chirp}}}$。
2020-10-12 astro-ph.HE nucl-th
Speed of sound constraints from tidal deformability of neutron stars
致密核物质中的声速上限是核物理中最有趣但尚未解决的问题之一。结合孤立中子星和双星中子星系统的观测数据进行的理论研究为阐明这一问题提供了极好的机会。在目前的工作中，我们提出了一种方法，直接关联的测量潮汐变形（极化率）的中子星系统（合并前）的最大中子星质量的情况下，可能的上限上的声速。该方法基于简单而有效的思想，即有效潮汐变形能力的上限有利于软状态方程，而最近的高测量值的中子星质量有利于刚性的。在目前的工作中，首先，使用一个简单的良好建立的模型，我们参数化的刚度的状态方程的帮助下的声速。其次，在比较最近的观测LIGO/VIRGO合作的两个事件，GW 170817和GW 190425，我们提出了可能的强大的约束。此外，我们评估和假设，在本方法的框架下，什么样的未来的测量可以帮助我们提高严格的约束条件的中子星状态方程。
2020-11-09 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
PSR J$0952-0607$ and GW170817: Direct Multimessenger Constraints on Neutron Star Equation of State through a Novel Wide-ranging Correlation
利用最重中子星PSR J$0952-0607$的质量和GW170817的潮汐形变率，通过宽范围关联直接约束中子星状态方程，获得高密度下更软且不确定性小的EoS，可用于指示星核成分。
2023-11-16 astro-ph.HE nucl-th
Dark matter effects on the properties of neutron stars: compactness and tidal deformability
本文结合现实核EOS与自相互作用费米子暗物质，系统研究暗物质混合中子星的致密性与潮汐形变能力，分析其偏离核子中子星普适关系的信号，为中子星内暗物质探测提供依据。
2024-03-23 nucl-th
The Equation of State of Nuclear Matter : from Finite Nuclei to Neutron Stars
{\it背景。}我们研究了中子星观测量与原子核性质之间可能的相关性。特别地，我们探讨了1.4太阳质量中子星$M_{1.4}$的潮汐变形能力以及${^{48}}$ Ca和${^{208}}$ Pb的中子皮厚度与恒星半径和对称能刚度的关系. {\it方法。}我们研究了一个大的核状态方程的基础上的唯象模型（Skyrme，NLWM，DDM）和{\it ab-initio}理论方法（BBG，Dirac-Brueckner，变分，量子蒙特卡罗）。{\it结果。}我们发现潮汐变形能力和NS半径之间有很强的相关性，而较弱的相关性确实存在与刚度的对称能量。关于中子皮厚度，弱相关性出现与对称能的刚度，和半径的$M_{1.4}$。{\it结论。} $M_{1.4}$的潮汐变形性和原子核的中子皮厚度与核和天体物理观测值有一定程度的相关性，但这取决于所采用的EoS系综。
2020-07-08 astro-ph.HE nucl-th
Upper limit set by causality on the tidal deformability of a neutron star
引力波天文学的一个主要目标是通过测量中子星的潮汐形变来约束中子星的物态方程。潮汐引起的波形偏离点粒子（或无自旋二元黑洞（BBH））的波形随状态方程刚度的增加而增加。我们表明，因果关系（要求的声速小于光速的一个完美的流体满足一个参数的状态方程）的地方作为质量的函数的潮汐变形的上限。与质量上限一样，通过使用具有$v_{sound} = c$的高密度状态方程并在匹配密度为核饱和密度的低密度（候选）状态方程来获得变形性极限。我们使用这些结果和[B.D. Lackey等人，Phys. Rev. D 89，043009（2014）]来估计黑洞-中子星（BHNS）双星相对于BBH的引力波相移的上限。即使假设足够弱，允许最大质量为$4\ M_\odot$（核饱和密度与异常坚硬的低密度候选状态方程相匹配），无量纲潮汐变形的上限也是严格的。它导致更严格的估计上限的最大潮汐引起的相移合并之前。我们在附录中评论了因果关系、条件$v_{sound} < c$和条件$dp/dε< 1$之间的关系。
2017-05-03 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Role of the crust on the tidal deformability of a neutron star within a unified treatment of dense matter
Institute of Astronomy and Astrophysics, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天文学与天体物理研究所）；LUTH, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Université Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité（巴黎天文台宇宙论与天体物理学实验室，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，巴黎第七大学，索邦巴黎西岱大学）
本研究基于核能量密度泛函理论的统一物态方程BSk24，发现中子星壳层会显著降低低质量星的勒夫数$k_2$，且该效应主要源于半径增大而非物态方程，由此可仅用均匀物质物态方程估算实际中子星的$k_2$。
2020-01-29 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Imprints of the nuclear symmetry energy on the tidal deformability of neutron stars
应用状态方程（EOS）及其对称核物质（SNM）贡献和重离子反应数据约束的低密度对称能$E_{sym}(ρ)$，计算了并合双星系统中中子星的无量纲潮汐形变能$Λ$.对应于部分约束状态方程，以前预测的半径为11.5公里$\leq R_{1.4} \leq$ 13.6公里的典型中子星配置，$Λ$被发现是在292 $\leqΛ_{1.4}\leq$ 680的范围内，与最近观察到的GW170817事件。我们研究了$E_{sym}(ρ)$的高密度行为对中子星潮汐性质的影响，发现虽然$Λ$强烈地依赖于对称能的细节，但$E_{sym}(ρ)$的不同趋势导致$Λ$非常相似的值。特别地，从硬/软到软/硬$E_{sym}(ρ)$的转变可以产生相同的$Λ$。因此，单独测量$Λ$不能完全确定对称能的密度依赖性。因此，有必要对核实验室实验和天体物理观测所依据的致密富中子核物质状态方程进行相干分析，以打破这种简并精确确定$E_{sym}(ρ)$的细节。
2019-03-26 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Inferring neutron star properties from GW170817 with universal relations
由于所有的中子星都有一个共同的状态方程，因此来自致密双星合并GW 170817的潮汐变形约束对其他系统中中子星的性质有影响。使用状态方程不敏感的宏观观测量之间的关系，如转动惯量（$I$），潮汐变形（$Λ$）和恒星的紧凑性，我们推导出这些属性的约束作为中子星质量的函数的基础上LIGO-Virgo合作的正则变形测量，$Λ_{1.4} = 190^{+390}_{-120}$。从一般的约束条件中提取了一些射电或X射线研究所针对的系统的$Λ$，$I$，无量纲自旋$χ$和恒星半径$R$的具体估计。我们还推断正则中子星半径为$R_{1.4} = 10.9^{+1.9}_{-1.5}$公里，在90 $\%$的信心。我们进一步展示了如何引力波测量的$Λ_{1.4}$可以结合独立的测量中子星半径收紧约束的潮汐变形作为代理的状态方程。我们发现，GW 170817和现有的低质量X射线双星中的6个热核爆发的观测共同意味着$Λ_{1.4} = 196^{+92}_{-63}$在90 $\%$的置信水平。
2019-03-12 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Universal behavior of compact star based upon gravitational binding energy
引力结合能（GBE）与致密性参数（$β=M/R$）一样，也是反映中子星内部结构的特征参数，可以用来表达宇宙间的普遍关系。在恒星质量尺度下，证明了GBE与转动惯量之间存在完美的普适关系，其中正常中子星和夸克星都满足相同的普适关系。此外，还提出了GBE与潮汐形变率之间的一个良好的经验关系，如果恒星质量和潮汐形变率能被较准确地观测或估计，则可以利用GBE与潮汐形变率之间关系的差异来区分脉冲星是正常的中子星还是夸克星。这些普适关系为精确测量恒星质量和转动惯量/潮汐变形能力提供了一种可能的方法来估算GBE。
2019-11-22 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
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
Tidal deformability and compactness of neutron stars and massive pulsars from semi-microscopic equations of state
本研究基于现实有限范围M3Y核子-核子相互作用构建核状态方程，探讨中子星潮汐形变率与致密度对其结构的影响，发现状态方程刚度对不同质量中子星形变率产生相反影响，并给出了形变率、Love数与致密度间不依赖状态方程细节的统一相关性描述。
2025-07-15 nucl-th
Tidal Deformability as a Probe of Dark Matter in Neutron Stars
玻色子星的概念最早由Kaup和Ruffini-Bonazzola在20世纪60年代提出。根据这一思想，我们研究了自相互作用的非对称玻色暗物质（DM）对中子星（NS）不同可观测性质的影响.在本文中，玻色子DM和重子物质（BM）混合在一起，仅通过引力相互作用。DM的存在下，作为一个核心的紧凑型恒星或作为一个扩展的光环，它周围的检查通过应用不同的玻色子质量和DM分数为一个固定的耦合常数。DM核心/晕形成的DM混合NS属性的影响进行了探讨，通过最大质量和潮汐变形的NS。由于最近的引力波（GW）的检测和最新的X射线观测，DM混合NS的功能进行了比较LIGO/Virgo和NICER的结果。
2021-12-28 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Neutron star properties: Constraining the nuclear matter EoS
我们研究了对称能密度依赖性对中子星几种性质的影响。特别地，我们研究了潮汐形变和中子星半径对核物质状态方程的约束，使用了一组不同的相对论和非相对论平均场模型，这些模型与有限核的体性质和观测到的中子星最大质量的下限相一致.潮汐变形能力和半径表现出很强的相关性与具体的线性组合的等密度线和等矢量核物质参数与EoS。这样的相关性表明，一个精确的值的半径或潮汐变形性可以把紧边界上的几个EoS参数，特别是在斜率的不可压缩性和曲率的对称能量。我们表明，密度依赖的对称性能量有一个直接的影响量的奇怪内冷致密物质，因此，直接Urca过程和冷却的中子星。我们解释了SAX1808.4 -3658的低光度是超声波直接Urca过程的结果。最后，我们讨论了对称能的密度依赖性对磁化中子星壳核过渡区扩展的强烈影响。由于磁场效应，地壳及其复杂性的增加可能对毛刺机制或对磁场衰减具有作用。
2019-04-08 astro-ph.HE nucl-th
Effects of Mirror Dark Matter on Neutron-Star Structure and Tidal Deformability
School of Physics, Zhengzhou University（郑州大学物理学院）
通过构建包含镜像暗物质的混合物质状态方程，发现暗物质质量分数可显著影响中子星半径和潮汐形变性，GW170817约束对应约0.12至0.88的暗物质质量分数。
2026-06-27 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Revisiting the lower bound on tidal deformability derived by AT 2017gfo
我们重新审视了由发光的kilonova/macronova，AT 2017 gfo，通过与来自二进制中子星合并GW 170817的引力波一致的模型的数值相对论模拟，对二进制潮汐变形波浪线{Lambda}的下限。与文献中的说法相反，我们发现波浪线{Lambda}<~400的双星可以解释AT 2017 gfo的光度，只要像以前的工作一样假设残骸中有适度的质量喷射。其原因是中子星的最大质量与典型质量为~1.4M_sun的中子星的潮汐形变没有强相关。如果最大质量是如此之大，以至于双星合并后不会立即坍缩成黑洞，那么喷出物的质量可以足够大，而不管双星的潮汐变形能力如何。我们提出了符合AT 2017 gfo光度对喷出物质量要求的波浪线{Lambda}降至242的二元合并模型。我们进一步发现，AT 2017 gfo的亮度可以用合并后没有反弹的模型来解释。我们的结论是，AT 2017 gfo的光度是不是很有用的约束的双潮汐变形。准确估计的质量比将是必要的，以建立一个下限使用电磁对应的未来。我们还警告说，合并模拟，采用有限的一类列表状态方程可能会严重偏见，由于缺乏一般性。
2019-05-14 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Neutron star tidal deformabilities constrained by nuclear theory and experiment
我们用冷中子星状态方程的微观模拟来处理引力波事件GW 170817的观测数据。我们开发和采用贝叶斯统计框架，使我们能够实现约束的状态方程从实验室测量的核和国家的最先进的手征有效场论方法。构造的能量密度泛函的后验概率分布，然后使用计算一致的中子星状态方程从外壳的内核，假设组成的质子，中子，电子和μ子。与以前的研究相比，我们发现，预测的中子星潮汐变形（$136 < Λ< 519$）的1.4太阳质量的中子星的95%的可信度范围已经是一致的上限推导出的观测GW 170817事件。然而，我们发现中子星潮汐形变的下限将非常强烈地约束致密物质状态方程的微观模型。我们还证明了中子星潮汐变形能力与倍饱和密度β平衡物质的压力之间的强相关性。
2018-07-18 astro-ph.HE nucl-th
Short-range correlations effects on the deformability of neutron stars
在目前的工作中，我们调查的短程关联（SRC）的影响的无量纲变形的二元中子系统有关的GW 170817事件。我们在相对论平均场模型中实现了唯象SRC，在该模型中，体参数，即不可压缩性（$K_0$）、有效核子质量比（$m^*$）、对称能（$J$）及其斜率（$J_0$）是独立控制的.我们的结果指出，SRC有利于模型通过的约束，建立了LIGO/Virgo合作，$Λ_{1.4}$的值和$Λ_1\timesΛ_2$区域。我们还发现，$Λ_{1.4}$与$K_0$和$L_0$（依赖性增加）以及与$m^*$和$J$（依赖性减少）之间存在明显的线性相关性。最后，我们还获得了兼容的数字$R_{1.4}$（模型与SRC和没有）与最近的数据相比，从中子星内部成分探测器任务。
2021-02-25 astro-ph.SR nucl-th
The tidal deformability of an anisotropic compact star: Implications of GW170817
我们利用对GW 170817的引力波和电磁波观测来限制其压力各向异性的程度。虽然中子星内部的压力很可能是各向同性的，但某些物理过程或特征，如核物质的相变或强磁场的存在，可以引入压力各向异性。在这项工作中，我们表明，各向异性的压力在中子星可以大大减少其潮汐变形。对于Bowers和Liang的各向异性压力模型以及一对相对论性EOS-- DDH $δ$和GM 1--我们证明，质量在1到2 $M_\odot$范围内的球形中子星的这种减少可以是23%到46%。这表明，在压力各向同性的假设下，某些被GW 170817观测排除的EOS可以成为可行的，如果恒星有足够显著的各向异性压力分量，但不违反因果关系。我们还展示了如何推断的恒星半径可以用来排除某些EOS（如GM 1），即使是高各向异性压力，因为它们的半径大于观测发现。
2019-03-12 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Thermodynamics of Hot Neutron Stars and Universal Relations
在过去的几年里，对来自双中子星系统的引力波的探测重新点燃了我们对超致密物质未知性质的更深入理解的希望。特别地，引力波对中子星潮汐形变的约束可以通过一组普适关系转化为对中子星几种性质的约束。除了双中子星合并，超新星爆炸也是探测多信使信号的重要候选者。这样的观测可能使我们能够对中子星的结合能施加重要的约束。本研究报告有两个目的。首先，我们研究了有限温度状态方程与已建立的普适关系的一致性。其次，我们研究了可能存在的一个普遍的联系之间的结合能和无量纲潮汐变形，这是连接到最有前途的多信使信号源的散装性能。我们发现热状态方程并不总是与公认的普遍关系相容。因此，使用这样的表达式来探测广义相对论或对中子星的结构施加约束将是不确定的（当热效应存在时）。此外，我们还表明，结合能和无量纲潮汐变形能力至少在中等质量的中子星中表现出普遍的趋势。后者使我们能够使用来自GW170817事件的数据来设定1.4 $M_\odot$中子星的结合能的界限。最后，我们给出了中子星的紧密性、结合能和无量纲潮汐形变之间的关系，该关系对于冷、热等熵状态方程是精确的。
2022-08-17 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Direct mapping of tidal deformability to the iso-scalar and iso-vector nuclear matter parameters
本文通过构建大量状态方程并系统分析，识别出决定1.2-1.8倍太阳质量中子星潮汐形变能力的最小核物质参数集合，并建立了直接映射函数，可在10%精度内快速估计潮汐形变能力。
2024-02-24 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Finding quark content of neutron stars in light of GW170817
GW 170817引力波的探测为中子星状态方程的约束提供了新的契机。本文以GW 170817为背景，研究了中子星核内夸克的可能存在。核子相位内的相对论性核平均场的方法，我们已经采用了一套全面的可用模型，和夸克相位中描述的袋模型。我们发现，当允许通过吉布斯构造发生相变到夸克物质时，与潮汐变形性束缚不一致的核子态变得一致。我们发现，几个核子EOS支持存在的纯夸克物质的核心与一个小的质量不超过$0.17M_\odot$局限在半径为0.9公里。我们还发现，潮汐变形和中子星半径之间的强相关性观察到的纯核子星不坚持甚至与核子夸克相变，并提供了一个上限的半径$R_{1.4} \lesssim 12.9$公里的$1.4M_\odot$中子星。
2020-08-25 astro-ph.HE nucl-th
Neutron Decay Anomaly and Its Effects on Neutron Star Properties
本文在RMF框架下采用中子衰变异常模型，构建满足多项天体物理约束的HCD0–HCD2核子模型，计算含暗物质自相互作用的DMANS状态方程，并结合中子星观测与星系团约束分析暗物质参数空间。
2025-05-14 astro-ph.HE nucl-th
Constraints on the fermionic dark matter from observations of neutron stars
研究了非对称费米子暗物质对中子星性质的影响，包括潮汐变形能力、质量、半径等，给出了暗物质粒子在中子星核内形成致密结构或在其周围形成扩展晕的条件，表明致密的暗物质核导致总引力质量和潮汐变形能力比纯重子星减小，而暗物质晕的存在增加了这些可观测的量。通过对现有的天体物理和引力波的限制，LIGO/Virgo合作设置与最近的结果在银河系中的空间分布的暗物质，我们确定了一个新的上限的质量和分数的暗物质粒子内部紧凑的恒星。此外，我们还表明NS周围扩展晕的形成与GW 170817潮汐变形约束不相容。
2021-11-26 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Probing the equation of state of neutron star matter with gravitational waves from binary inspirals in light of GW170817: a brief review
中子星是探索在密度、温度和同位旋极端状态下强相互作用物质物理学的独特试验台，这些状态在宇宙中的其他任何地方都无法获得。中子星物质的性质现在可以用引力波（GW）来探测，引力波来自非线性引力驱动的双星，其中潮汐效应等现象导致特征物质依赖的GW签名。我们在这里集中在主要的潮汐GW的印记，是最相关的事件GW 170817。我们回顾了潮汐变形参数的作用，它的定义，计算，以及与状态方程的关系。我们简要地讨论了GW 170817的影响，代表有史以来第一次约束潮汐变形GW数据。最后，我们概述了机会和挑战，探测亚原子物理与GWs，测量将变得更加精确，并将探测多样性的二元中子星人口在未来几年。
2019-12-03 astro-ph.HE nucl-th
Unveiling the correlations of tidal deformability with the nuclear symmetry energy parameters
基于卡方的协方差方法允许人们直接从一组拟合数据中估计与核物质相关的所需观测量之间的相关性，而无需求助于核物质参数（NMP）的分布。应用这种方法研究了中子星的潮汐形变与核对称能的斜率和曲率参数之间的关系。核对称能的斜率和曲率参数由一组广泛的有限核拟合数据以及中子星的最大质量决定。与拟合数据一致的NMP分布的知识隐含地嵌入在Hessian矩阵中，Hessian矩阵是这种协方差方法的核心。通过与显式使用NMPs分布得到的结果的比较，我们发现拟合数据所引起的NMPs之间的适当相关性有助于加强潮汐变形性与对称能量参数的相关性，如果没有它，上述相关性趋于消失。还强调了Isoscope和isovector NMPs之间的相互作用。
2020-08-08 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Dark matter admixed neutron star as a possible compact component in the GW190814 merger event
通过对GW 190814的观测资料分析，对该事件的次级分量进行了约束。利用相对论平均场模型计算了致密天体的质量-半径分布和潮汐变形能力，将致密天体看作是一颗大质量的中子星，其内部存在暗物质粒子，随着暗物质含量的增加，中子星的最大质量、半径和潮汐变形能力减小.我们观察到，预测的属性是一致的，与GW 190814的观测数据，这表明暗物质混合中子星的可能性，如果底层的核物质状态方程是足够的刚性。
2021-09-04 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Curvature-slope correlation of nuclear symmetry energy and its imprints on the crust-core transition, radius and tidal deformability of canonical neutron stars
背景：核对称能$E_{sym}(ρ)$编码了使核系统更富中子所需的能量信息。虽然它在核物质饱和密度$ρ_0$处的斜率参数L已经被最近的天体物理观测和地球核实验相对较好地约束，但它表征$2ρ_0$周围$E_{sym}(ρ)$的曲率$K_{\rm{sym}}$仍然很大程度上不受约束。在文献中，使用各种核理论和相互作用对$E_{sym}(ρ)$进行了超过520次计算，预测了几种显著不同的$K_{\rm{sym}}-L$相关性。目的：如果可以牢固地建立$E_{sym}(ρ)$的唯一的$K_{\rm{sym}}-L$相关性，则将使我们能够使用对其斜率参数L的可用约束来逐渐更好地约束$E_{sym}(ρ)$的高密度行为。我们研究了不同的$K_{\rm{sym}}-L$相关性是否会影响中子星的可观测性以及影响程度。方法：利用具有三个代表性$K_{\rm{sym}}-L$关联函数的核状态方程元模型，生成了中子星的多个状态方程。然后，我们研究的$K_{\rm{sym}}-L$相关的壳核过渡密度和压力，以及半径和潮汐变形的正则中子星的影响。结果：$K_{\rm{sym}}-L$相关性对壳核转换密度和压力均有显著影响。它对正则中子星的半径和潮汐形变也有很强的影响，特别是在小L值的情况下。来自LIGO/VIRGO和NICER的可用数据为斜率L设置了一些有用的限制，但不能区分所考虑的三种代表性的$K_{\r…
2020-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Relativistic Mean-Field Models with Scaled Hadron Masses and Couplings: Hyperons and Maximum Neutron Star Mass
本文用相对论平均场方法研究了任意同位素组成的冷核物质的状态方程，强子质量和耦合常数自洽地依赖于标量平均场。所有强子的质量都随标量场的增大而普遍减小，而介子-核子耦合常数则有不同的变化。更具体地说，我们专注于两个修改的KVOR模型研究以前。该模型的一个扩展（KVORcut）表明，如果标量场幅度随密度的增加从上面有界于饱和核密度以上的重子密度的某个值，则状态方程变硬。如果核子矢量-介子耦合常数作为标量场的函数而迅速变化，稍高于所需值，则可以实现这一点。另一个版本的模型（MKVOR）利用了在核饱和密度下较小的核子有效质量值和由核子等矢量-介子耦合常数的强烈变化引起的同位旋非对称物质中标量场的饱和，该耦合常数是标量场的函数。讨论了中子星内部物质超电离的可能性。我们的状态方程满足大多数已知的经验约束，包括压力-密度约束的重离子碰撞，直接Urca约束，引力重子质量的脉冲星J 0737 - 3039 B的约束，和中子星的最大质量的约束。
2016-03-16 astro-ph.HE nucl-th
Effects of symmetry energy on the radius and tidal deformability of neutron stars in relativistic mean-field model
在相对论平均场（RMF）模型框架下，研究了对称能随密度变化的不同行为下中子星的半径和潮汐形变率。为了研究对称能对中子星性质的影响，在广泛使用的超新星状态方程（EoS）表的RMF拉格朗日量（TM 1）中引入了$ω$介子和$ρ$介子耦合项.用一个固定的亚饱和密度对称能和饱和密度对称能的斜率来修正矢量-等矢量介子的耦合常数$ρ$，而其它耦合常数保持TM 1中的原始值不变，从而更新了超新星EoS表。最大值中子星的半径和质量对TM 1参数化的对称能不太敏感。然而，在中等质量区的半径与对称能的斜率有很强的相关性。此外，在相应的Love数范围内，计算了中子星的无量纲潮汐形变率。我们发现它在$1.4 M_\odot$处的值与对称能的斜率成线性关系，这与以前的研究不同。根据GW 170817事件的最新潮汐形变率约束，TM 1参数化族中核饱和密度下的对称能斜率应小于$60$ MeV。这一事实支持了对更新超新星EoS采用较低的对称能量斜率，这适用于中子星合并的模拟。此外，还在IUFSU族参数集内进行了类似的分析。结果表明，在这些RMF模式中，对称能量斜率与半径和$1.4 M_\odot$潮汐形变之间的相关关系具有非常相似的线性关系。
2020-02-03 nucl-th
First constraint on the dissipative tidal deformability of neutron stars
本研究通过分析GW170817事件引力波数据，首次约束中子星耗散潮汐形变，得到体黏度和剪切黏度的量级上限，预测第三代探测器可将约束提升两个数量级，为核物理研究提供参考。
2024-09-18 astro-ph.HE gr-qc nucl-ex
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
Neutron star equation of state from the quark level in the light of GW170817
中子星内部的物质状态是天体物理、核物理和粒子物理中的一个令人兴奋的问题。中子星的物态方程在当前的多信使天文学中起着至关重要的作用，特别是在GW 170817事件之后。我们从夸克水平提出了一个新的中子星EOS“QMF 18”，它描述了来自自由空间核子、核物质饱和度、重脉冲星测量和最近观测到的GW170817潮汐形变的观测约束。为此，我们采用夸克平均场（QMF）模型，允许一个调整的对称性能量的密度依赖性和有效地研究其相关性与勒夫数和潮汐变形。我们为新的EOS提供了表格数据，并将其与来自各种多体框架的其他最近的EOS进行了比较。
2018-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Influence of Dark Matter on the Magnetized Neutron Star
本研究针对暗物质对磁化中子星的影响这一未探索方向，采用含密度相关磁场的相对论平均场模型计算物态方程，分析不同参数下的宏观性质，发现暗物质与磁场共同改变核心区域的星体性质，变化幅度与暗物质占比和磁场强度正相关。
2023-10-03 astro-ph.HE nucl-th
Gravitational-wave constraints on the neutron-star-matter Equation of State
LIGO/Virgo探测到的引力波起源于中子星合并，GW 170817，最近提供了新的严格限制的潮汐变形的恒星参与碰撞。结合这一测量与存在的两个太阳质量的恒星，我们产生了一个通用的家庭的中子星物质状态方程（EOS），插在国家之间的最先进的理论结果在低和高重子密度。比较的结果得到的潮汐变形约束，我们见证了一个戏剧性的减少，在家庭允许的EOS。基于我们的分析，我们得出结论，1.4太阳质量的中子星的最大半径为13.6公里，和类似的质量的恒星的最小允许潮汐变形是$Λ(1.4 M_\odot) = 120$。
2018-03-22 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
A New Scaling of Neutron Star Tidal Deformability for Directly Probing the Central Equation of State Parameter
Fudan University（复旦大学）；Shanghai Research Center for Theoretical Nuclear Physics, NSFC and Fudan University（NSFC与复旦大学上海理论核物理研究中心）；Institute of Modern Physics, Fudan University（复旦大学现代物理研究所）；East Texas A&M University（东德克萨斯农工大学）；College of Physics, East China Normal University（华东师范大学物理学院）
通过微扰分析发现中子星潮汐形变度Λ与核心状态方程参数X=Pc/εc之间存在不依赖于具体状态方程的标度关系，可直接从引力波观测推断核心状态方程，并给出最大质量中子星Λ的下界。
2026-10-21 astro-ph.HE gr-qc nucl-ex
Constraining neutron star properties and dark matter admixture with the NITR-I equation of state: Insights from observations and universal relations
本文提出改进的NITR-I状态方程以同时满足PSR J0952-0607质量极限、NICER+XMM半径和GW170817潮汐形变约束，并引入暗物质解释HESS J1731-347低质量约束，进而分析暗物质对潮汐形变和f模振荡的影响并建立普适关系。
2024-11-26 astro-ph.HE cs.NA math.NA
Bayesian model-selection of neutron star equation of state using multi-messenger observations
无论是双星还是孤立系，中子星宏观性质的测量为我们提供了一个对其状态方程进行严格约束的关键机会。在本文中，我们使用多信使观测对各种各样的中子星状态方程进行贝叶斯模型选择。特别是，（i）我们使用了两个双星中子星合并事件GW 170817和GW 190425的质量和潮汐形变测量;（ii）NICER合作对PSR J 0030 +0451和PSR J 0740 +6620的同时质量-半径测量，后者已经由NICER/radio/XMM-Newton合作进行了分析。在本分析中考虑的31个状态方程中，我们能够果断地排除MS 1家族、SKI 5、H4和WFF 1 EoS的不同变体，这些变体要么是非常刚性的状态方程，要么是非常软的状态方程。最好的状态方程模型是AP 3（或MPA 1），它预言$1.4 M_{\odot}$中子星的半径为12.10（12.50）km，无因次潮汐变形量为393（513）.
2022-03-25 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Tides in merging neutron stars: Consistency of the GW170817 event with experimental data on finite nuclei
考察了由基于GW170817的潮汐形变率导出的核物质状态方程与由微观核实验数据得到的状态方程的一致性。结果发现，适当选择的等密度和等矢量核激发模式的实验数据以及观测到的最大中子星质量约束了EoS，EoS与GW170817激发的EoS具有很好的一致性.发现核中的巨共振有助于将潮汐形变参数和中子星的半径限制在较窄的范围内。在1 $σ$水平上，正则潮汐形变能$Λ_{1.4}$和中子星半径$R_{1.4}$的值分别为$267\pm144$和$11.6\pm1.0$ km.
2019-05-22 gr-qc hep-ph nucl-th
