Gravitational waves or deconfined quarks: what causes the premature collapse of neutron stars born in short gamma-ray bursts?
我们利用18个短伽马射线暴的X射线余辉推断了长寿命中子星坍缩成黑洞的时间。然后，我们应用层次推理来推断中子星状态方程和主导的自旋下降机制的属性。我们测量的最大非旋转中子星质量$M_\mathrm{TOV} = 2.31 ^{+0.36}_{-0.21} M_{\odot}$和约束的残余物自旋下降的部分主要通过引力波发射到$η= 0.69 ^{+0.21}_{-0.39}$与$68 \%$的不确定性。这种方法原则上可以确定强子态方程和夸克态方程的区别。然而，在实践中，这些数据还没有提供足够的信息，表明这些中子星在$1σ$水平上没有强子状态方程。这些推论都依赖于由中子星合并产生的短伽马射线暴的原始质量分布。最近宣布的对GW 190425的引力波探测表明，这种潜在的分布与当地测量的双中子星的分布不同。我们发现，$M_\mathrm{TOV}$和$η$的约束依赖于二进制合并，形成通过一个分布与当地测量的人口和分布，可以解释GW 190425的分数。从后一种分布形成的双星越多，需要的$M_\mathrm{TOV}$就越大，以满足X射线观测。我们上面的测量结果在这个未知的分数上被边缘化了。相反，如果我们假设GW190425不是一个双中子星合并，即双中子星的基本质量分布与当地观察到的相同，我们测量$M_\mathrm{TOV} = 2.26 ^{+0.31}_{-0.17} M_{\odot}$…
2020-03-20 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Towards constraining QCD phase transitions in neutron star interiors: Bayesian Inference with TOV linear response analysis
本研究针对中子星内强子-夸克相变难以通过理论或实验确定的问题，基于基准EoS分析相变重构质量对观测数量及不确定性的依赖，通过构建神经网络参数化EoS并设计基于TOV方程线性响应分析的参数优化算法，为未来利用X射线和引力波测量理解中子星相变特征奠定基础。
2025-04-30 astro-ph.HE hep-th nucl-th
Towards accelerated nuclear-physics parameter estimation from binary neutron star mergers: Emulators for the Tolman-Oppenheimer-Volkoff equations
本文针对中子星双星合并参数估计中求解TOV方程的计算成本问题，探索了MLP、GP和RBM三种模拟器，发现MLP准确性最高而RBM加速最大，且模拟器预测的后验与完整求解器高度一致。
2024-05-31 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Mass and radius of the most massive neutron star: The probe of the equation of state and perturbative QCD
本文通过模拟测量约束中子星物态方程，探讨高最大质量中子星与pQCD约束的张力，发现精确测量半径可区分低高M_TOV情形，而精确M_TOV测量更有助于探测高密度物态方程。
2024-04-30 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Modified TOV in gravity's rainbow: properties of neutron stars and dynamical stability conditions
本文考虑球对称度规，在宇宙学常数存在的情况下，在$(3+1)-$维引力彩虹中导出恒星的流体静力平衡方程。然后，我们将流体静力平衡方程推广到$d$维，得到了这种引力下的流体静力平衡方程。同时，利用微观计算得到的中子星物质的现代物态方程，得到了中子星的最大质量。值得注意的是，本文考虑了彩虹函数对中子星质心质量密度（$M$ - $ρ_{c}$）关系图和质量半径（$M$ - $R$）关系图的影响。我们还研究了彩虹函数对中子星的史瓦西半径、平均密度、引力强度和引力红移等性质的影响。然后，我们将宇宙学常数应用到这个理论中，得到了这些恒星的$M$ - $ρ_{c}$（或$M$ - $R$）图和其它性质。其次，我们研究了引力虹中这类恒星的动力学稳定性条件，证明了这类恒星具有动力学稳定性。我们还得到了中子星的质量与普朗克质量的关系。此外，我们还将理论结果与观测数据进行了比较。
2016-09-16 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Exotic Stable Branches with Efficient TOV Sequences
本文提出了冷且非旋转中子星模型序列的终止条件和高效插值算法，发现声速单调递增的EoS及高密度大相变能产生多个稳定分支（含亚太阳质量），同时仍支持大质量恒星。
2024-08-23 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Impact of large-mass constraints on the properties of neutron stars
非自转中子星的最大质量$M_{\rm TOV}$在解释中子星的结构和组成以及揭示核物质的物态方程中起着非常重要的作用。虽然有很大的误差线，但最近对黑寡妇脉冲双星PSR J 0952 -0607的质量估计，即$M=2.35\pm0.17~M_\odot$，提供了$M_{\rm TOV}$最强的下限，并表明原则上可以观测到质量非常大的中子星。采用不可知论模型的状态方程，我们研究的影响，大质量的中子星的性质。特别是，我们表明，假设$M_{\rm TOV}\gtrsim 2.35\,M_\odot$严格约束的行为的压力作为一个函数的能量密度和移动的恒星半径的下限值显着大于那些由NICER测量的约束，使后者在约束状态方程无效。我们还提供了更新的解析表达式的下限上的二进制潮汐变形的啁啾质量，并显示如何更大的界限$M_{\rm TOV}$导致更严格的限制，这个数量。此外，我们指出了一个新的准普适关系的压力剖面内的中子星，只有弱依赖于状态方程和最大质量约束。最后，我们研究了如何在中子星内分布的声速和共形异常，并显示这些量如何依赖于所施加的最大质量约束。
2022-09-16 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Deep TOV to characterize Neutron Stars
本研究提出基于神经网络的Deep TOV方法，可快速从物态方程映射中子星质量半径，还构建了FRZ$χ_{1.5}$模型的EoS求解器并分析参数敏感度，为多信使观测的中子星表征提供高效工具。
2024-05-13 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Inferring Neutron Star Nuclear Properties from Gravitational-Wave and Gamma-Ray Burst Observations
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本文通过比较引力波观测的中子星合并率与伽马射线暴率，确定特征总中子星质量，表明大质量中子星合并后能存活较长时间，建立了利用引力波和伽马射线暴观测约束中子星TOV质量及其状态方程的新方法。
2026-07-24 astro-ph.HE gr-qc nucl-ex
What constraints can one pose on the maximum mass of neutron stars from multi-messenger observations?
本研究结合多信使观测约束，通过蒙特卡洛模拟推断中子星最大质量约为2.49-2.52倍太阳质量，并利用并合残骸类型进一步限制相关参数。
2023-10-11 astro-ph.HE
Using gravitational-wave observations and quasi-universal relations to constrain the maximum mass of neutron stars
结合GW观测的并合系统的中子星和准普适关系，我们设置的最大质量，可以达到非旋转恒星模型的中子星的限制。更具体地说，利用最近对GW事件GW 170817的观测，并从GRB 170817 A的kilonova模型的基本论点中，以及非旋转恒星模型的最大质量$M_{\rm TOV}$和通过均匀旋转支持的最大质量$M_{\rm max}=\left(1.20^{+0.02}_{-0.05}\right) M_{\rm TOV}$之间的准普适关系中得出，我们将最大质量的限制设定为$ 2.01^{+0.04}_{-0.04}\leq M_{\rm TOV}/M_{\odot}\lesssim 2.16^{+0.17}_{-0.15}$，这个范围的下限来自脉冲星观测。我们的估计遵循一个非常简单的论点，并且不依赖于数值模拟中的电磁信号建模，可以随着新的检测变得可用而进一步完善。我们简要讨论了我们的结论对核物质状态方程的影响。
2018-01-03 astro-ph.HE gr-qc
Fast and Accurate Prediction of Neutron Star Structure with Deep Neural Networks
Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）；Shiv Nadar Institution of Eminence（希夫纳达尔卓越学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究开发两种神经网络代理模型，可快速准确预测中子星结构，其评估速度比直接数值积分提升约两个数量级，适合大规模致密物质EOS贝叶斯推断与种群研究。
2026-08-11 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
What constraints on the neutron star maximum mass can one pose from GW170817 observations?
引力波探测到的第一个双中子星合并事件的合并后产物GW 170817依赖于中子星状态方程（EoS），尚未得到很好的确定。本文基于对快速自旋中子星的观测和与地球自转无关的普适关系，讨论了对非自旋中子星最大质量$M_{\rm TOV}$的限制。如果合并产物是一个黑洞后，一个短暂的超大质量中子星（HMNS）阶段，我们推导出$M_{\rm TOV} < 2.09^{+0.11}_{-0.09}(^{+0.06}_{-0.04}) M_{\odot}$在2 $σ$（1 $σ$）水平。大质量中子星（MNS）的情况下，无论是超大质量中子星（SMNS），甚至是稳定的中子星（SNS），也是允许的数据。在$2σ$（$1σ$）置信水平下，我们推导了SMNS情况下的$2.09^{+0.11}_{-0.09}(^{+0.06}_{-0.04} M_{\odot}) \leq M_{\rm TOV}< 2.43^{+0.10}_{-0.08}(^{+0.06}_{-0.04}) M_{\odot}$和SNS情况下的$M_{\rm TOV} \geq 2.43^{+0.10}_{-0.08}(^{+0.06}_{-0.04})M_{\odot}$。在MNS的情况下，我们还讨论了中子星的参数（偶极磁场强度在表面$B_p$和椭圆率$ε$），影响自旋的历史上的约束，通过考虑不同的MNS的生存时间，例如300 s，1 d…
2020-03-18 astro-ph.HE
Estimating the maximum gravitational mass of nonrotating neutron stars from the GW170817/GRB 170817A/AT2017gfo observation
假设在双NS（DNS）合并中形成的大质量中子星（NS）的差异旋转已经被磁制动有效地终止，并且随后建立了均匀旋转（即，本文利用状态方程不敏感的关系，解析地导出了DNS合并中形成超大质量NS（SMNS）的临界总引力质量（$M_{\rm tot,c}$）的近似表达式。非旋转NS的最大引力质量（$M_{\rm TOV}$）和残余物的无量纲角动量（$j$）在修正$M_{\rm tot,c}$中起主导作用，而合并前NS的半径和质量差则不起主导作用。到目前为止，GW 170817/GRB 170817 A/AT 2017 gfo观测提供了定量评估$M_{\rm TOV}$的最佳机会。假设GRB 170817 A的中心引擎是一个在SMNS坍缩过程中迅速形成的黑洞，我们得到了$M_{\rm TOV}=2.13^{+0.09}_{-0.08}M_\odot$（68.3%的可信区间，包括EoS不敏感关系的不确定性），这与当前NS质量测量的约束条件是一致的。
2020-03-30 astro-ph.HE gr-qc
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
Neutron Star Structure in the Minimal Gravitational Standard-Model Extension and the Implication to Continuous Gravitational Waves
洛伦兹不变性的微小破坏一直是理论研究和实验验证的课题。我们利用标准模型扩展（SME）框架研究了最小洛伦兹破坏对中子星结构的影响。首先推导出一组流体静力学方程，并将其修正后的方程作为相对论系统的首阶Lorentz破坏修正项加入到TOV方程中.通过对首阶修正TOV方程的微扰解，计算了由中子星结构各向异性引起的四极矩，并利用该四极矩估算了具有相同形变的自旋中子星的四极辐射。计算结果为今后观测到连续引力波时强场区的洛伦兹不变性提供了新的检验。
2020-02-08 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Revisiting the Possibility of a Sharp Phase Transition in Cold Neutron Stars
Key Laboratory of Nuclear Physics and Ion-beam Application (MOE), Institute of Modern Physics, Fudan University（复旦大学现代物理研究所核物理与离子束应用教育部重点实验室）；Shanghai Research Center for Theoretical Nuclear Physics, NSFC and Fudan University（国家自然科学基金委理论核物理上海研究中心）；Department of Physics and Astronomy, East Texas A&M University（东德克萨斯农工大学物理与天文系）
该研究从新视角重新审视冷中子星中强子-夸克一阶相变的可能性，通过分析TOV方程中引力与微观相互作用的耦合及热力学一致性要求，证明尖锐一阶相变与TOV解正则条件不相容，建立了约束致密物质状态方程的结构一致性判据。
2025-11-11 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Connecting GRBs from Binary Neutron Star Mergers to Nuclear Properties of Neutron Stars
本研究利用长、短致密双星并合伽马射线暴的观测比率约束中子星遗迹阈值质量，支持$M_{\rm ls}\simeq1.3M_{\rm TOV}$并排除高压损核物态。
2025-02-18 astro-ph.HE
From existing and new nuclear and astrophysical constraints to stringent limits on the equation of state of neutron-rich dense matter
该研究针对富中子致密物质状态方程（EOS）的约束问题，在贝叶斯框架内整合核物理与天体物理约束并应用于大量EOS候选模型，得出标准中子星半径及TOV质量的严格限制，为极端密度物质性质研究提供关键依据。
2025-04-15 astro-ph.HE gr-qc nucl-ex
Central Speed of Sound, Trace Anomaly and Observables of Neutron Stars from Perturbative Analyses of Scaled TOV Equations
通过微扰求解标度TOV方程，以独立于状态方程模型的方式研究中子星中心声速、迹反常等性质，发现共形边界在高质量星体中失效，并给出了新的因果边界与极限压强约束。
2023-10-23 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Parameterized Post-Tolman-Oppenheimer-Volkoff Framework for Screened Modified Gravity with an Application to the Secondary Component of GW190814
针对GW190814次级天体质量超出广义相对论下中子星质量上限的问题，提出适用于屏蔽修正引力的参数化post-TOV方程，证明该天体可能是形成于非屏蔽环境的中子星。
2024-03-06 astro-ph.HE gr-qc
General Relativistic Hartree-Fock Calculations for Neutron Star
该研究在广义相对论框架下，以量子简并系统视角研究中子星整体结构，通过自洽求解含中子能量-动量张量的爱因斯坦-嘉当场方程、结合标度化ħ方法，为中子星结构分析提供新途径。
2024-12-04 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Neutron Star properties in $f(\mathcal{R})$ gravity
本研究基于现有文献系统推导并详细阐释了$f(\mathcal{R})$引力与广义相对论框架下中子星的相关场方程、TOV方程及两类潮汐爱数表达式，便于学界理解相关理论内容。
2023-06-13 astro-ph.HE gr-qc
Multi-pomeron repulsion and the Neutron-star mass
提出了一个多坡密子交换势（MPP）模型，用于描述中子星物质中的三体排斥，它在三重子和四重子之间具有普遍性。它的强度是通过用G矩阵折叠模型分析核-核散射来确定的。得到了包括MPP贡献的中子物质的EoS。通过求解TOV方程计算中子星质量。在实验数据的基础上，得到的最大质量大于观测到的一个$1.97 M_{solar}$。
2013-08-09 astro-ph.HE nucl-th
Magnetic field distribution in magnetars
利用轴对称数值程序，我们对非旋转中子星的磁场结构进行了广泛的研究，改变了质量、磁场强度和状态方程。我们发现，单极（球对称）的规范的磁场的一部分，可以描述为一个单一的配置文件，我们适合一个简单的八阶多项式，作为一个函数的恒星的半径。这个新的一般轮廓非常适用于所有的磁化中子星的强子状态方程的配置。然后，我们应用此配置文件，以建立磁化中子星的球对称性，使用修改后的托尔曼-奥本海默-沃尔科夫（TOV）方程组。这种新的形式主义产生的质量-半径图方面稍好的结果比以前的尝试，以增加磁条款，这些方程。然而，我们表明，这种方法是不准确的比通常的，非磁化TOV模型，一致的模型必须离开球对称。因此，我们的“通用”磁场分布图旨在作为核物理学家的一种工具，以获得中子星内部磁场的估计，作为径向深度的函数，以推断其对组成和相关性质的影响。它具有的优点是基于磁场分布从现实的自洽计算，这是麦克斯韦方程组的解决方案。
2019-06-11 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Do we need dense matter equation of state in curved spacetime for neutron stars?
中子星被认为是研究致密强相互作用物质的天然实验室。利用在平坦时空中计算的致密物质状态方程，通过求解TOV方程，预测了中子星的结构。最近，有报道称，弯曲时空效应或特别是引力时间膨胀效应对致密物质的EoS的影响导致中子星的最大质量极限显著增加[Phys. Rev. D \textbf{104}，123005（2021）和J. Cosmol.阿斯特罗帕特02（2021）026]。然而，在这项工作中，我们表明，在广义相对论和相对论流体动力学的框架内研究的致密物质的流体静力学平衡，巨正则EoS的致密物质，$p(T,μ)$，应该是相同的计算在平坦时空，否则它是不符合当地的热力学关系和能量动量守恒的流体。引力仅通过提高温度$T$和化学势$μ$来影响压力$p$，称为托尔曼定律和克莱因定律。我们重写的TOV方程作为一个替代版本，使巨正则EoS使用场论方法计算可以作为一个直接输入。这可以提供一种工具，通过深度学习来研究致密物质的巨正则EoS。
2022-10-26 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
The Multi-Messenger Matrix: the Future of Neutron Star Merger Constraints on the Nuclear Equation of State
中子星（BNS）合并的电磁（EM）信号敏感地依赖于双星的总质量$M_{\rm tot}$，相对于中子星（NS）状态方程（EOS）设定的各种阈值质量，通过NS最大质量$M_{\rm TOV}$和特征半径$R_{1.6}$参数化。通过引力波（GW）发射探测到的BNS合并的EM观测结果具有足够的质量来确定合并残余物的身份，因此可以限制$M_{\rm TOV}$和$R_{1.6}$的值，因为$M_{\rm tot}$和测量良好的啁啾质量之间存在紧密联系。我们阐明了现在和未来的景观EOS约束BNS合并，介绍了“多信使矩阵”，GW和EM可测量定义的事件啁啾群众的范围，提供了最大的杠杆约束EOS之间的映射。通过模拟人口的BNS合并从银河系双NS质量分布，我们表明，$\sim 10$联合检测可以限制$M_{\rm TOV}$和$R_{1.6}$百分之几的水平，系统的不确定性可能变得显着。目前的EOS约束意味着大多数合并将产生超大质量或超大质量的残余物，少数（可能为零）将经历非线性坍缩，而最多只有百分之几的事件将形成无限稳定的NS。为了支持设想的计划，我们主张LIGO/Virgo尽早向科学界发布啁啾质量估计，使观测资源能够以最有效的方式分配，以最大限度地提高多信使发现的科学收益。
2019-06-19 astro-ph.HE
The heavier the better: how to constrain mass ratios and spins of high-mass neutron-star mergers
第一个双中子星合并事件，GW 170817，以及它明亮的电磁对应物提供了大量的信息。相比之下，第二个事件，GW 190425，与$M_{\rm tot}=3.4^{+0.3}_{-0.1}\,M_{\odot}$和缺乏电磁对应物，几乎没有提高我们对中子星物理学的理解。虽然GW 190425与合并导致迅速坍缩成黑洞和几乎没有喷射物质为对应物提供动力的情况是兼容的，但确定双星的质量比和有效自旋$\tildeχ$仍然很困难。这是因为引力波形还不能很好地约束双星的分量自旋。然而，由于GW 190425的质量明显大于非旋转中子星的最大质量$M_{_{\rm TOV}}$，质量比$q$不能太小，因为较重的恒星在引力上不稳定。利用普适关系和大量的状态方程，我们提供了在$(\tildeχ,q)$平面上的限制GW190425，即：$q_{\rm min} \geq 0.38$和$ \tildeχ_{\rm max}\leq 0.20$，假设$M_\mathrm{tot} \simeq 3.4\, M_\odot$。最后，我们展示了未来的观测高质量的二进制可以提供一个下限的$M_{_{\rm TOV}}$。
2020-05-11 astro-ph.HE gr-qc
Updated estimates of post-merger gravitational wave energy released in GW170817 and the maximum neutron star mass
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
本研究利用扩充样本和QCD约束，更新了GW170817并合后引力波能量（约0.051太阳质量能量）及中子星最大质量（约2.09-2.18太阳质量）的估计，验证了不同方法的一致性。
2026-09-17 astro-ph.HE hep-th
Thermal Evolution and Axion Emission Properties of Strongly Magnetized Neutron Stars
本文利用修正TOV方程和三种状态方程研究强磁化中子星的结构与热演化，发现强磁场显著改变冷却速率及中微子、轴子和光子光度，并使轴子质量界限略有提高。
2024-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Direct Inference of Nuclear Equation-of-State Parameters from Gravitational-Wave Observations
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本文提出利用神经网络构建的TOV方程模拟器，通过引力波数据直接推断核方程-状态参数，显著提升分析效率，同时保持后验结果的准确性。
2026-03-18 astro-ph.HE nucl-th
Rapidly Spinning Compact Stars with Deconfinement Phase Transition
我们研究了快速旋转的致密星的状态方程具有一个强耦合的核物质和退禁闭夸克物质之间的一级相变，采用规范/重力对偶。我们考虑一个家庭的模型，它允许纯强子均匀旋转的恒星质量约$2.9\, \mathrm{M}_\odot$，因此与解释兼容的第二个组件（$2.59^{+0.08}_{-0.09}\, \mathrm{M}_\odot$）在GW 190814是一个中子星。这些恒星的中心密度是核饱和密度的几倍，因此强耦合和非微扰效应变得至关重要。我们构建的模型中，静态（旋转）恒星$M_{\mathrm{TOV}}$（$M_{\mathrm{max}}$）的最大质量是由长期不稳定性或相变引起的崩溃。我们发现$M_{\mathrm{max}}/M_{\mathrm{TOV}}$的最大值的情况下，相变决定$M_{\mathrm{max}}$，这将我们的拟合结果$M_{\mathrm{max}}/M_{\mathrm{TOV}} = 1.227^{+0.031}_{-0.016}$，一个值略高于Breu-Rezzolla绑定$1.203^{+0.022}_{-0.022}$推断模型没有相变。
2020-09-22 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Star Log-extended eMulation: a method for efficient computation of the Tolman-Oppenheimer-Volkoff equations
Michigan State University（密歇根州立大学）；Ohio University（俄亥俄大学）
提出恒星对数扩展模拟（SLM）方法，基于动态模式分解（DMD）利用对数行为模拟中子星TOV方程（含潮汐可变形性），对固定/参数化EOS实现约2.4×10⁴至7.0×10⁴倍计算加速，助力多信使EOS约束及UQ，源码公开。
2025-09-10 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Prompt Black Hole Formation in Binary Neutron Star Mergers
本文通过超过80次广义相对论模拟分析了双中子星合并的瞬塌行为，发现临界质量与状态方程刚度相关并遵循准普适关系，同时指出该临界质量对电磁辐射施加了严格上限。
2024-02-16 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Relation between gravitational mass and baryonic mass for non-rotating and rapidly rotating neutron stars
选取了一组与当前观测结果一致且具有一定最大质量范围的中子星状态方程样本，研究了中子星引力质量$M_g$与重子质量$M_b$之间的关系，以及均匀转动中子星最大质量（$M_{\rm max}$）与非转动中子星最大质量（$M_{\rm TOV}$）之间的关系.我们发现，如果一个人打算申请一个独立的EOS二次，通用的转换公式（$M_b=M_g+A\times M_{g}^2$）的所有EOS，最好的拟合$A$值是0.080非旋转NS和0.073时，考虑不同的自旋周期。变换的残差与$\sim0.1M_{\odot}$一样大。对于不同的近地天体，我们发现非旋转近地天体的参数$A$与$R_{1.4}^{-1}$成正比（其中$R_{1.4}$是1.4 $M_\odot$的近地天体半径，单位为km）.对于一个特定的状态方程，如果采用不同自旋周期的最佳拟合参数，则变换的残差较小，对于二次型为0.01 $M_\odot$，对于三次型小于0.01 $M_\odot$（$M_b=M_g+A_1\times M_{g}^2+A_2\times M_{g}^3$）。我们还发现了一个非常紧密的和一般的相关性之间的归一化的质量增益，由于自旋$Δm\equiv(M_{\rm max}-M_{\rm TOV})/M_{\rm TOV}$和自旋周期归一化的开普勒周期${\cal P}$，即${\rm log_{10}}Δm…
2019-05-09 astro-ph.HE
Accuracy and Applicability of the Hartle-Thorne and Komatsu-Eriguchi-Hachisu Methods for Modeling Rotating Neutron Stars
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；Soongsil University（崇实大学）；University of Tsukuba（筑波大学）；RIKEN Nishina Center（理化学研究所西村中心）
本文使用微扰 HT 和全广义相对论 KEH 方法研究核物质性质对旋转中子星物理量的影响，发现旋转效应显著增加星体半径且依赖于对称能斜率 L，并指出即使慢旋转下两种方法结果也存在偏差，强调 KEH 等全广义相对论方法的必要性。
2026-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Anisotropic pressure effect on central EOS of PSR J0740+6620 in the light of dimensionless TOV equation
本文基于无量纲TOV方程研究各向异性压强对中子星中心状态方程的影响，结合PSR J0740+6620观测数据给出不同各向异性参数下中心能量密度和压强的变化范围。
2024-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Core States of Neutron Stars from Anatomizing their Scaled Structure Equations
通过剖析TOV方程，解析并验证了中子星最大质量与半径的普适标度关系，结合NICER和XMM-Newton观测数据，首次直接提取出中子星中心EOS的狭窄约束带。
2023-06-14 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Dilatonic Equation of Hydrostatic Equilibrium and Neutron Star Structure
本文提出了一个新的流体静力平衡方程。考虑球对称度规，得到了$4$维恒星的流体静力平衡方程，并将TOV方程推广到考虑介子场的情形。然后，利用我们得到的流体静力学平衡方程，利用微观计算得到的中子星物质的现代状态方程，计算了中子星的结构性质。结果表明，中子星的最大质量与介子场参数和宇宙学常数有关。换句话说，通过设定新的流体静力平衡方程的参数，我们可以计算出中子星的最大质量。
2015-06-30 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Maximal mass of neutron stars constrained by neutron star observations
HUN-REN Wigner RCP（匈牙利科学院维格纳研究合作中心）；Institute of Technology, MATE（马特大学技术学院）
通过贝叶斯加权框架分析中子星质量-半径序列端点的概率分布，研究高密度物质方程状态的约束，确定最大中子星质量及对应半径的分布。
2026-07-09 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Driven neutron star collapse: Type~I critical phenomena and the initial black hole mass distribution
研究了球对称中子星（NS）模型的广义相对论坍缩。我们最初稳定的模型被两种东西中的一种所驱动而坍缩：一种是最初进入的速度分布，另一种是落在恒星上的最小耦合、无质量的标量场壳。Tolman-Oppenheimer-Schmidoff（TOV）的解决方案与初始等熵，伽马定律状态方程作为我们的NS模型。初始值的速度剖面的振幅和恒星的中心密度跨度的参数空间，我们已经广泛调查，我们发现提供了一个丰富的图片可能的NS崩溃的最终状态。这个参数空间调查阐明了在理想流体中的I型和II型临界行为之间的边界，在亚临界侧，与分散和束缚端态之间的边界相吻合。对于我们的特定模型，需要大于0.3c的初始速度振幅来探测任意小的黑洞可以形成的区域。此外，我们通过改变初始坍缩标量场的初始振幅来研究系统的I型行为。在这种情况下，我们发现第一类临界解类似于TOV解的1-模不稳定平衡分支，临界解的频率与不稳定平衡的基模频率吻合得很好。此外，临界解的标度指数被证明是很好的近似由初始恒星的中心密度的线性函数。
2015-12-09 astro-ph.HE gr-qc
On the stability and maximum mass of differentially rotating relativistic stars
相对论性旋转恒星对引力坍缩到黑洞的稳定性，对于均匀旋转的模型是相当好理解的。对于差速旋转的中子星来说，情况就不是这样了，它们预计会在灾难性事件中产生，比如中子星双星系统的合并或大质量恒星核心的坍缩。我们认为序列的差分旋转平衡模型使用的$j$ -常数法，并结合它们的动力学演化，我们表明，一个足够的稳定性判据差分旋转中子星存在类似的一个均匀旋转的同行。即：沿着一系列恒定的角动量，动力学不稳定性发生在中心静止质量密度略低于转折点处的平衡解的密度。此外，继Breu & Rezzolla（2016）之后，我们证明了在计算转向质点时可以找到“准普适”关系。反过来，这使我们能够计算微分旋转所允许的最大质量$M_{\rm max,dr}$，根据非旋转构型的最大质量$M_{_{\rm TOV}}$，发现对于我们考虑过的所有状态方程，$M_{\rm max, dr} \simeq \left(1.54 \pm 0.05\right) M_{_{\rm TOV}}$。
2017-11-06 astro-ph.HE gr-qc
Angular Momentum Transport in Proto-Neutron Stars and the Fate of Neutron Star Merger Remnants
无论是旋转的大质量恒星的核心坍缩，还是中子星（NS）双星的合并，都导致了热的、差异旋转的NS残余物的形成。内部角动量输运过程（“粘性”）消除差异旋转的时间尺度对残余物的长期稳定性和NS状态方程具有关键影响。引导的非旋转模型的冷却原NS，我们估计的主要来源的粘度使用外部施加的角速度剖面$Ω(r)$。虽然磁旋转的不稳定性提供了有效的粘度在大半径的主要来源，对流和/或Spruit-Tayler发电机占主导地位的合并残留物的核心，其中$dΩ/dr \geq 0$。此外，残余核心中的粘性时间尺度足够短，固体旋转将比物质从旋转支撑的外层吸积更快。在这些结果的指导下，我们开发了一个玩具模型，合并残余核心如何增长的质量和角动量，由于吸积。我们发现，合并残留物具有足够大的质量和缓慢旋转的初始核心可能会崩溃黑洞通过信封吸积，即使当总残留物的质量小于通常认为的阈值$\approx 1.2 M_{\rm TOV}$形成一个稳定的固体旋转NS残留物（其中$M_{\rm TOV}$是最大的非旋转NS质量支持的EOS）。这定性的合并后残留物的演变和稳定性标准的新图片有重要的影响，预期的电磁同行从二进制NS合并和多信使约束NS状态方程。
2022-08-22 astro-ph.HE
Tight multi-messenger constraints on the neutron star equation of state from GW170817 and a forward model for kilonova light curve synthesis
我们提出了一个快速分析框架，用于预测中子星（NS）合并后的千诺瓦光变曲线，其中主要输入参数是引力波探测器可测量的基于二进制的属性（啁啾质量和质量比、轨道倾角）和依赖于核的属性状态方程（潮汐变形性、最大NS质量）。这使得能够合成任何NS源群体的千诺瓦样本，或者确定在低延迟下检测给定重力波源参数的活千诺瓦所需的观测深度。我们通过将其适配到GW 170817来验证在公共MOSFiT包中实现的此代码。一个贝叶斯因子分析压倒性的（$B>10^{10}$）赞成列入一个额外的光度源，除了镧系元素贫乏的动态喷出物在第一天。这是很好地符合冲击加热茧模型，虽然在喷出物的结构，不透明度或核加热率的差异不能排除作为替代品。此后的排放主要是由一个镧系元素丰富的粘性风。我们发现二元体系的质量比为$q=0.92\pm0.07$（90%可信区间）。我们对最大稳定NS质量$M_{\rm TOV}=2.17^{+0.08}_{-0.11}$ M $_\odot$施加严格约束。对于潮汐变形性的均匀先验，1.4 M $_\odot$ NS的半径为$R_{1.4}\sim 10.7$ km。基于支持$M_{\rm TOV}$中的可信范围的状态方程，使用先验重新加权，得到最终测量值$R_{1.4}=11.06^{+1.01}_{-0.98}$ km。将我们的代码应用于第二次引力探测到的中子星合并，GW 190425，我们估计…
2021-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Neutron stars structure in the context of massive gravity
受近年来自旋$-2$大质量引力子研究的启发，我们研究了大质量引力背景下中子星的结构。在$4$和高维空间中讨论了在有质量引力存在下TOV方程的修正。其次，通过考虑中子星物质的现代物态方程（采用最低阶约束变分方法和AV $18$势），研究了中子星的各种物理性质（如Le Chatelier原理、稳定性和能量条件）。结果表明，考虑大质量引力对中子星的结构有着特殊的贡献，并为大质量天体物理引入了新的规定。考察了质量-半径关系，研究了质量引力对Schwarzschild半径、平均密度、紧致性、引力红移和动力学稳定性的影响。最后，得到了中子星的质量和半径与普朗克质量的关系。
2017-07-23 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Constraining of Nuclear Matter Equations of State With Rotating Neutron Stars
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；University of Tsukuba（筑波大学）；RIKEN Nishina Center（理化学研究所西村中心）
本研究利用KEH方法，基于Gogny型相互作用计算快速旋转中子星的EoS，揭示旋转效应对方程 of State与观测数据对比的重要性。
2025-11-28 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Bayesian analysis of neutron-star properties with parameterized equations of state: the role of the likelihood functions
本文比较可变与恒定似然函数在中子星物态方程贝叶斯推断中的差异，发现二者约束高度一致，并揭示啁啾质量与潮汐形变度的关系可用于未来强约束。
2022-10-31 astro-ph.HE gr-qc 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
Neutron stars and phase diagram in a hard-wall AdS/QCD model
本文利用简化的全息硬壁模型研究了（大- $N_c$）QCD的相图，模型中包含一个动态标量场和一个表示涂抹的瞬子/重子密度的均匀Antrum。由此产生的相图是定性一致的预期，包括介子，重子，夸克和夸克-胶子等离子体阶段。与其他全息模型一样，我们也发现了重子爆米花跃迁，它在大化学势下表现为交叉。然后我们评估核物质状态方程，这是相当僵硬的一个大的峰值声速以上的共形限制，构造相应的中子星使用TOV方程，最后使用一个完整的数值重力/流体力学计算提取的引力波信号的中子星合并。
2022-06-19 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Neutron Star Equation of State via Physics Informed Neural Network
Universidade Federal Fluminense（弗鲁米嫩塞联邦大学）；Kent State University（肯特州立大学）；Catholic Institute of Technology（天主教理工学院）；ICRANet（国际相对论天体物理中心）
本文首次应用物理信息神经网络（PINNs）解决中子星状态方程（EOS）逆问题，通过联合训练两个网络（一个表示EOS，另一个求解TOV方程）并利用NICER和脉冲星质量数据，推断出满足多种约束的EOS，并得到最大质量、半径和潮汐形变等参数。
2026-05-29 astro-ph.HE
Neutron stars in the context of $f$($\mathbb{T}$,$\mathcal{T}$) gravity
本文在$f$（$\mathbb{T}$，$\mathcal{T}$）引力框架下研究了中子星的存在性，其中$\mathbb{T}$是挠率张量，$\mathcal{T}$是能量动量张量的迹.流体静力学平衡方程是由有效量$\bar{p}$和$\barρ$传递$p$和$ρ$得到的，有效量的质量-半径图是由相对论平均场模型导出的核物质现代状态方程（EoS）得到的，并与TOV方程计算的结果进行了比较。NS的质量-半径分布的实质性变化，即使在这个修改后的理论的自由参数的小的变化。结果表明，$f$（$\mathbb{T}$，$\mathcal{T}$）重力场在NS研究中对一些重要天体的质量和半径提供了较好的结果，如低质量X射线双星（LMXB）NGC 6397和毫秒脉冲星PSR J 0740 +6620。此外，还可以针对某些参数值描述从引线半径实验（PREX-2）推断的半径结果。
2023-01-10 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
GW170817, General Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations, and the Neutron Star Maximum Mass
最近在广义相对论磁流体力学（GRMHD）的数值模拟提供了有用的约束的解释的GW 170817发现。将观测数据与这些模拟相结合，得出了一个冷球形中子星的最大质量（TOV极限）：${M_{\rm max}^{\rm sph}}\lesssim 2.74/β$，其中$β$是均匀旋转的中子星的最大质量（超大质量极限）与非旋转恒星的最大质量之比。因果关系参数允许$β$与$1.27$一样高，而大多数现实的候选状态方程预测$β$更接近$1.2$，产生$2.16-2.28 M_\odot$范围内的${M_{\rm max}^{\rm sph}}$。基于这些模拟的最小假设集将此分析与以前的分析区分开来，但会导致类似的估计。然而，也有一些警告，它们被列举和讨论。这些警告可以通过进一步的模拟和分析来消除，以巩固基本论点。
2018-05-04 astro-ph.HE gr-qc
Strong Gravity Extruding Peaks in Speed of Sound Profiles of Massive Neutron Stars
本文用不依赖核EOS模型的双元微扰方法求解标度TOV方程，揭示大质量中子星声速平方峰由广义相对论压缩效应产生且具有普适性。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Dark matter admixed neutron star properties in the light of gravitational wave observations: a two fluid approach
我们考虑了密度相关的暗物质对中子星质量、半径和潮汐形变的影响。核物质（正常物质）以及费米暗物质部门被认为是在一个平均场模型。采用双流体理论研究了暗物质对中子星性质的影响。在双流体图像中，暗物质与核物质之间没有直接的相互作用。相反，这两个扇区仅通过引力相互作用而相互作用。在“FSU 2 R”参数化中，核物质部分由$σ-ω-ρ$介子相互作用描述。在暗物质部分，我们使用贝叶斯参数优化技术来固定暗物质状态方程中的未知参数。在双流体模型下，通过求解耦合的TOV方程组，得到了暗物质混合中子星的质量和半径。我们还估计了密度相关的暗物质扇区对暗物质混合中子星（DANSs）潮汐形变的影响。
2020-11-02 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
