Role of the $δ$ Meson in the Equation of State an Direct Urca Cooling of Neutron Stars
研究δ介子对中子星方程 of 状态和直接Urca冷却阈值的影响，揭示其在中子星热演化中的作用。
2025-03-24 astro-ph.HE nucl-th
In-medium enhancement of the modified Urca neutrino reaction rates
我们计算了中子星内核致密核物质中修正的Urca中微子发射率。我们发现，这些利率是强烈增强的β稳定的物质在区域的核心接近直接Urca过程的阈值。这种增强可以追溯到虚拟核子传播子中介质内核子谱的使用。我们在非相对论Bruckner-Hartree-Fock框架下考虑了两体力和有效三体力，描述了介质中核子散射，尽管所提出的增强并不依赖于核子相互作用的特定处理方式.最后，我们提出了一个简单的近似表达式的n分支的修改Urca过程，可用于中子星冷却模拟与任何核子状态方程的致密物质。
2018-09-18 astro-ph.HE nucl-th
Kaon Condensates, Nuclear Symmetry Energy and Cooling of Neutron Stars
研究了不同核对称能下K介子凝聚中子星物质中URCA过程对中子星的冷却作用。用手征拉格朗日量描述K介子-核子相互作用。核物质能量的参数化的isoscope贡献和核对称能在isovector部门。核对称能的高密度行为在决定K介子凝聚的中子星物质的组成中起着至关重要的作用，而K介子凝聚的中子星物质的组成又影响着冷却性质。我们发现，随着密度的增加，对称能逐渐降低，使得K介子凝聚的中子星物质完全质子化。这种效应强烈地抑制了直接URCA过程，导致中子星冷却较慢，因为只有K介子诱导的URCA循环存在。相反，增加对称能量直接URCA过程中允许在几乎整个密度范围内的K介子凝聚存在。
2003-02-17 astro-ph nucl-th
Improved Nuclear Physics Near $A=61$ Refines Urca Neutrino Luminosities in Accreted Neutron Star Crusts
我们在国家超导回旋加速器实验室进行了$^{61}{\rm Zn}$的Penning阱质量测量，并使用GXPF 1A哈密顿量对$^{61}{\rm Zn}$和$^{62}{\rm Ga}$结构进行了NuShellX计算，以获得对$^{61}{\rm Zn}(p,γ)^{62}{\rm Ga}$和$^{60}{\rm Cu}(p,γ)^{61}{\rm Zn}$反应速率的改进估计。利用MESA程序测量I型X射线爆发的天体物理条件，实施我们改进的反应速率，并考虑最近文献中更新的$^{61}{\rm V}$和$^{61}{\rm Cr}$的核质量，我们从重要质量数$A=61$ urca冷却源中修正了吸积中子星壳的中微子光度.这提高了我们对地壳深部加热和浅层之间的热屏障的理解，在浅层需要额外的热量来解释X射线超爆，以及预期的冷却瞬态光变曲线中地壳乌尔卡中微子发射的签名。
2021-10-27 nucl-ex nucl-th
Direct URCA process in light of PREX-2
我们研究了PREX-2数据的核对称性能量约束的最新发展对致密物质状态方程的影响及其对dURCA阈值密度的影响。本文在协变密度泛函理论的框架下构造了状态方程，实现了非线性和密度依赖模型的耦合方案，并探索了由最近PREX-2数据导出的同位旋非对称性参数值约束下的等矢量-矢量介子-重子耦合参数空间。修改后的参数集被应用于评估致密物质的性质。我们发现，更新后的数据表明dURCA过程发生在中子星，即使质量低至一个太阳的质量。
2022-02-12 astro-ph.HE nucl-th
Ruling out nucleonic direct Urca cooling in low-mass neutron stars using nuclear data
Université de Caen Normandie, ENSICAEN, CNRS/IN2P3, LPC Caen UMR6534（卡昂诺曼底大学，ENSICAEN，CNRS/IN2P3，LPC Caen UMR6534）；Dipartimento di Fisica “Aldo Pontremoli”, Università degli Studi di Milano（米兰大学物理系“Aldo Pontremoli”）；INFN, Sezione di Milano（意大利国家核物理研究所，米兰分部）；Department of Physics, University of Houston（休斯顿大学物理系）；Grand Accélérateur National d’Ions Lourds (GANIL), CEA/DRF-CNRS/IN2P3（重离子国家大型加速器（GANIL），CEA/DRF-CNRS/IN2P3）
本研究结合核结构数据、INDRA-FAZIA输运数据及贝叶斯推断，构建致密物质状态方程元模型，约束对称能，从而将低质量中子星中心质子分数确定得更为精确，并将直接Urca冷却起始概率从约20%降至低于1%，排除了其在该类星体中的发生。
2026-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
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
Neutron star cooling and mass distributions
本文通过不同核物态方程和直接Urca过程研究中子星冷却，发现需快速直接Urca冷却与合理质子1S0能隙，并据此给出更偏好单峰分布的中子星质量分布约束。
2024-06-11 astro-ph.HE nucl-th
Microscopic Nuclear Equation of State with Three-Body Forces and Neutron Star Structure
利用非对称核物质的微观状态方程计算了非旋转中子星的静态性质。物态方程是在Brueckner-Bethe-Goldstone多体理论框架下计算的。我们引入了三体力，以再现正确的核物质饱和点。一个微观良好的行为状态方程的推导。我们得到了一个最大质量位形，它具有$M_{max} = 1.8 M_\odot$，半径为$R = 9.7$ km，中心密度为$n_c = 1.34~fm^{-3}$。我们发现质子分数超过临界值$x^{Urca}$，直接Urca过程的发病，在密度$n \geq 0.45~fm^{-3}$。因此，在我们的模型中，质量高于$M^{Urca} = 0.96 M_\odot$的NS可以经历非常快速的冷却，这取决于NS内部是否发生核子超流性。与其它微观模型进行了比较，并计算了中子星结构。
1996-07-10 astro-ph nucl-th
Microscopic nuclear equation of state with three-body forces and neutron star structure
本文采用基于Brueckner-Bethe-Goldstone多体理论的非对称核物质微观物态方程计算了非旋转中子星的静态性质。我们使用Argonne AV 14和Paris两体核力，由Urbana模型实现三体力。当使用AV 14（Paris）相互作用时，我们用$ M_{max} = 1.8 M_{\sun}$（$M_{max} = 1.94 M_{\sun}$）获得了最大质量构型。它们都与观察到的NS质量范围一致。直接Urca过程的开始发生在密度$n \geq 0.65~fm^{-3}$的AV 14电位和$n \geq 0.54~fm^{-3}$的巴黎电位。因此，质量高于AV 14的$M^{Urca} = 1.4 M_{\sun}$和巴黎势的$M^{Urca} = 1.24 M_{\sun}$的NS可以经历非常快速的冷却，这取决于NS内部超流的强度。与其他微观模型的EOS比较显示出明显的差异。
1997-07-25 astro-ph nucl-th
Bulk viscosity from Urca processes: $npeμ$ matter in the neutrino-transparent regime
本研究计算中微子透明$npeμ$物质中Urca过程驱动的体黏滞系数，发现其呈扁平化形状，并在特定温度密度区间有效阻尼密度振荡，影响合并后天体演化。
2023-10-15 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Bulk viscosity from Urca processes: $npeμ$ matter in the neutrino-trapped regime
在这项工作中，我们扩展了我们以前的研究热和密集的$npe$物质的体积粘度的Urca过程中的中微子捕获制度，$npeμ$物质通过添加的μ子Urca过程以及纯轻子电弱过程，涉及电子-μ子跃迁。核物质是在相对论密度泛函方法与两种不同的参数化预测中微子为主的物质（DDME 2模型）和反中微子为主的物质（NL 3模型）在中微子/反中微子被捕获的温度。在中微子占主导地位的物质中，主要的平衡机制是轻子俘获，而在反中微子占主导地位的物质中，这是由于中子衰变。我们发现Urca过程的平衡速率比纯轻子过程的平衡速率高，这意味着Urca过程驱动的体粘滞系数可以在轻子反应冻结的情况下计算.我们发现，体积粘度随温度的下降$ζ\sim T^{-2}$在中等温度。在高温下，这种标度分解的体积粘度的急剧下降接近的温度，其中质子分数是密度无关的，物质变得标度不变。当物质经历从反中微子为主的制度到中微子为主的制度的过渡时，也会发生这种情况，其中体积粘度达到局部最大值。我们还估计了大体积粘性耗散时标，发现这些都在$\gtrsim$ 1 s的温度以上的中微子捕获温度的范围内。这些时间尺度只适用于中子星合并形成的长寿天体和核心坍缩超新星形成的热原中子星。
2021-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Direct Urca processes on nucleons in cooling neutron stars
我们利用场论模型对简并重子物质中由Urca过程直接作用于核子引起的中微子能量损失进行了相对论计算。通过分析，在β平衡下，超致密核物质中的中子直接衰变是开放的，这仅仅是由于等矢量介子场在介质中的质子和中子之间产生了一个大的能隙。我们的中微子能量损失的表达式，在平均场近似下得到的，结合了核子反冲，宇称破坏，弱磁性和赝标相互作用的影响。对于我们的公式的数值测试，我们使用的多组分重子物质的自洽相对论模型。直接Urca反应的相对论发射率被发现大大大于预测的非相对论方法。我们发现，由于弱磁效应，相对论发射率增加约40- 50%，而赝标相互作用仅略微抑制能量损失，约5%。
2002-10-20 astro-ph hep-ph nucl-th
Constraining a possible time-variation of the gravitational constant through "gravitochemical heating" of neutron stars
假设引力常量$G$随时间的变化会导致中子星物质由于流体静力平衡的变化而偏离β平衡。这迫使非平衡β过程发生，释放的能量部分用于中微子发射，部分用于加热恒星内部。最终，恒星到达一个温度几乎保持不变的静止状态，因为通过$G$变化的强迫被正在进行的反应所平衡。比较最近的毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715的表面温度，从紫外线观测推断，与我们预测的稳定温度，我们估计这种变化的两个上限：（1）$|\dot G/G| < 2 \times 10^{-10}$ yr $^{-1}$，如果我们允许直接Urca反应在中子星核心运行，和（2）$|\dot G/G| < 4 \times 10^{-12}$ yr $^{-1}$，只考虑修改后的Urca反应。这两个结果都与其他方法得到的结果具有竞争力，其中（2）是最受限制的。
2006-09-11 astro-ph gr-qc nucl-th
Muons and emissivities of neutrinos in neutron star cores
在这项工作中，我们考虑的各种URCA过程中的中微子排放相关的中子星的核心区域的μ子的作用。计算是针对$β$ --有和没有μ子的稳定核物质进行的。我们发现μ子的密度为$ρ= 0.15$ fm $^{-3}$，略接近核物质的饱和密度$ρ_0 =0.16$ fm $^{-3}$。核子的直接URCA过程在密度低于$ρ= 0.5$ fm $^{-3}$时是被禁止的，但是修改的URCA过程与μ子$(n+N\rightarrow p+N +μ+\overlineν_μ, p+N+μ\rightarrow n+N+ν_μ$），其中$N$是核子，导致中微子发射率与$(n+N\rightarrow p+N +e +\overlineν_e, p+N+e \rightarrow n+N+ν_e$）相当。这为解释中子星的快速冷却提供了进一步的可能性。然而，超导质子在低于$0.4$ fm $^{-3}$的密度下降低这些发射率。
1995-10-23 nucl-th
Constraining Nuclear Symmetry Energy with Multi-messenger Resonant Shattering Flares
利用中子星（NS）和核可观测量测量核对称能是一个重要的研究方向。由于NS核中的物质可能是非强子的，像半径和潮汐变形性这样的可观测量可能无法对核子物质的性质提供可靠的约束。我们证明了共振破碎耀斑（RSF）和引力波信号在二进制NS inspiral探测器的壳核过渡区，并提供了对称性能量的限制，可比的地球核实验的时间重合。我们发现，核质量，RSFs和测量NS半径和潮汐变形约束不同的密度范围内的EOS，提供互补的探针。
2022-08-01 astro-ph.HE nucl-th
Extending multi-messenger constraints on neutron star matter through the inclusion of direct Urca cooling
Universität Potsdam（波茨坦大学）；National Research and Innovation Agency (BRIN)（国家研究与创新署）；Utrecht University（乌得勒支大学）；Nikhef（尼赫夫）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））
本研究通过贝叶斯方法将直接Urca冷却约束纳入中子星状态方程推断，结合多种观测数据，发现该约束偏好更硬的状态方程，并提高了标准质量中子星内部的质子份额，展示了组成敏感观测量在多信使推断中的价值。
2026-09-25 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino Emissivity of Dense Stars
本文研究了致密星的中微子发射率。为此，我们考虑由核物质和夸克物质组成的恒星。不同的模型被用来计算核和夸克物质的组成和中微子的发射率。根据所考虑的模型，核物质和夸克物质的中微子发射率在很大范围内变化。我们发现，对于核物质，直接URCA过程是允许的相对论模型与奇异重子，而对于非相对论模型，这表明一个强烈的依赖于核相互作用的类型。当允许直接URCA过程时，强子物质的中微子发射率比夸克物质的中微子发射率大几个数量级。我们还发现，中微子发射率偏离$T^6$的行为时，温度大于费米动量的差异的粒子，参与中微子产生的反应。
1995-09-06 nucl-th
Nuclear and Neutron Star Radii
研究了核中子半径与中子星半径之间的相关性。我们使用了一个基于手征对称性的强子SU（3）模型，该模型自然包括非线性矢量介子和标量介子-矢量介子耦合。耦合的相对强度改变了核的同位旋依赖的相互作用。我们研究了原子核和中子星半径对耦合强度的依赖关系。讨论了宇称破缺电子-核散射结果与中子星中URCA过程的相关性。
2002-10-16 nucl-th
Constraining the density dependence of symmetry energy from nuclear masses
在局域密度近似下，用重核中核子的密度分布表示由核质量经验确定的核体积和表面对称能系数。这然后被用于提取对称能量斜率参数$L$的值。用不同的能量密度泛函在微观框架下计算了球形核和大变形核的密度分布，给出了$L = 59.0 \pm 13.0$ MeV。该方法的应用还有助于精确确定难以精确测量的核的中子皮厚度。
2013-05-23 astro-ph.HE nucl-th
Charged current neutrino processes in hot nuclear matter with a recent Skyrme parametrization constrained by microscopic calculations
Université Paris-Saclay, CNRS/IN2P3, IJCLab（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心/欧洲核子研究组织、IJCLab）
该研究在RPA框架下，采用Sky3s等Skyrme参数化计算热核物质中中微子过程，发现Sky3s与SLy4的中微子率差异可达一个数量级，建议用更好约束的相互作用开展相关天体物理模拟。
2026-08-26 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
Constraining nuclear matter parameters from correlation systematics:a mean-field perspective
核物质参数定义了核物质状态方程（EoS），它们表现为对称和非对称核物质饱和密度附近的膨胀系数。我们回顾了它们与有限核和中子星在平均场框架内的几个性质的相关性。通过与有限核的选择性性质的紧密联系，发现低阶核物质参数，如每个核子的结合能、不可压缩性和对称性能系数，都被限制在很窄的范围内.从核物质参数与中子星观测值的相关性，我们进一步审查如何精确的中子星半径和潮汐变形的质量范围$1 - 2 M_\odot$的知识可能有助于铸造他们在更窄的范围。然而，对称核物质EoS的密度斜率、对称能曲率或偏度等序参量存在较大的不确定性。从这些高阶核物质参数与低阶参数之间的相互关系出发，我们探讨了如何使它们达到更协调的界限。
2020-06-10 astro-ph.HE nucl-th
Hyperonic neutron stars: reconciliation between nuclear properties and NICER and LIGO/VIRGO results
本文利用量子强子动力学（QHD）的扩展形式，提出了一个新的微观状态方程，它能正确地再现饱和密度下对称核物质的主要性质，并能产生大质量中子星，对半径和潮汐参数$Λ$也有满意的结果。我表明，即使超子存在，这个EoS是能够复制至少2.00太阳质量的中子星。还检查了关于$2.00M_\odot$半径和使直接Urca效应成为可能的最小质量的约束。
2022-01-12 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Constraining the density dependence of the nuclear symmetry energy from an X-ray bursting neutron star
比太阳轻的中子星基本上是由核物质组成的，其密度大约是正常核密度的两倍。在我们最近的分析中，我们表明，对这类中子星的质量和半径的同时观测可能会限制$η\equiv(K_0L^2)^{1/3}$，这是对称核物质$K_0$的不可压缩性和表征理论质量-半径关系的核对称能$L$的密度导数的组合。本文主要研究Suleimanov等人（2011）给出的X射线爆发器4U 1724-307的质量半径约束。我们由此得到$η$应大于约130 MeV的约束，这又导致对于$K_0=180$、230、280和360 MeV，$L$大于约110、98、89和78 MeV。这种对$L$的约束或多或少与从软伽马中继站观测到的巨耀斑准周期振荡频率中获得的约束一致。
2015-01-08 astro-ph.HE nucl-th
Constraining the nuclear equation of state from terrestrial experiments and neutron star observations using relativistic mean-field models
Soongsil University（崇实大学）；Korea Aerospace University（韩国航空大学）；Tokyo University of Science（东京理科大学）
本文利用相对论平均场模型，结合地面实验和中子星观测数据，约束核方程 of state的参数，以解释中子星的结构和性质。
2025-12-18 astro-ph.HE nucl-th
Nuclear Matter EOS with a Three-body Force
采用Brueckner-Hartree-Fock方法研究了微观三体力对核物质饱和性质的影响。计算结果表明，随着与经验饱和点的总体协议的饱和密度的决定性改善。在三体力作用下，对称性能量随密度的增加而迅速增加，这使得$β$ -稳定中子星物质中发生直接URCA过程。三体核力对核平均场的影响并不减弱基态关联的作用。
2001-02-15 nucl-th
Constraining nuclear matter parameters and neutron star observables using PREX-2 and NICER data
我们试图从PREX-2的最新推断数据中约束一些核物质参数，如对称能（$J$）和它的斜率（$L$）。其他核物质参数采用{ \bf [Phys. Rev. C 85 035201（2012），Phys. Rev. C 90 055203（2014）]}论文，并使用皮尔逊公式检查它们之间的线性相关性。$J-L$、$K_τ-J$和$K_τ-L$之间的相关系数分别为0.85、0.81和0.76。用50个统一的状态方程计算了中子星的质量、半径等性质。结果与最近观测到的NICER和NICER数据一致，除了少数例外。从半径的限制，我们发现，新的NICER数据允许一个狭窄的半径范围相反的大范围的PREX-2和旧的NICER数据留给我们一个不确定的决定中子星半径。
2021-09-24 astro-ph.HE nucl-th
New Ideas in Constraining Nuclear Forces
近年来，核物理学从强大的从头算多体方法的发展及其与手征有效场论相互作用的结合中受益匪浅。随着计算能力的提高和这些方法的不断发展，我们正在进入一个精确核物理的时代。事实上，核哈密顿的不确定性现在已经超过了多体方法的不确定性。本文综述了核哈密顿量的推导和约束的研究现状和发展方向。
2020-08-16 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
Constraining the nuclear symmetry energy and properties of neutron star from GW170817 by Bayesian analysis
基于中子星并合双星GW 170817的潮汐形变率和组分质量分布，利用参量状态方程研究了中子星的核对称能和性质。为了得到与观测值一致的状态方程参数的适当分布，使用贝叶斯分析，并考虑因果关系和最大质量的约束。结果表明，在90%可信水平下，核物质饱和密度2倍处的对称能可被约束在$E_{sym}(2{ρ_{0}})$ = $34.5^{+20.5}_{-2.3}$ MeV之内.此外，还得到了正则中子星半径和无因次潮汐形变率的约束条件，在90%可信水平下，相应的约束条件分别为10. 80 km、$< R_{1.4} <$ 13. 20 km和$133 < Λ_{1.4} < 686$，最可几值分别为$\bar{R}_{1.4}$ = 12. 60 km和$\barΛ_{1.4}$ = 500。相对于前，我们的结果（后验结果）倾向于更软的状态方程，对应于更低的对称能期望值，更小的半径和更小的潮汐变形。
2020-08-07 astro-ph.HE nucl-th
Constraining the nuclear pairing gap with pairing vibrations
配对相互作用与各种密度的依赖性（表面/体积混合）的锡同位素链中的两个中子的分离能量的约束。在非常丰中子的核中，与对振动相关的响应对对相互作用的密度依赖性很敏感。利用核物质和锡核中相同的配对相互作用，对LDA在配对通道中有效的密度范围也进行了研究。
2009-05-26 nucl-th
Possibility of rapid neutron star cooling with the realistic equation of state
快速冷却过程是否发生对中子星的热演化至关重要。特别是，直接Urca过程的阈值，这是一个快速冷却过程，是由内部质子分数$Y_p$，或核对称能。由于最近的观测表明中子星的半径很小，所以对称能的值最好是低的。在这项研究中，采用三种状态方程（EoS）模型：Togashi、Shen和LS 220 EoS对中子星冷却进行了模拟。Togashi EoS最近被构造成在有限温度下具有真实的核势，并被发现可以解释中子星的小半径。结果发现，由于直接Urca过程是禁止的，中子星的冷却是缓慢的使用Togashi EoS。这是因为Togashi EoS的对称能低于其他EoS。因此，为了解释使用Togashi EoS观测到的孤立中子星（INS）的年龄和表面温度，无论表面成分如何，都需要其他快速冷却过程。
2020-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The impact of nuclear reactions on the neutron-star g-mode spectrum
针对成熟中子星因成分分层产生的引力g模，研究核反应对其的影响，分析快慢反应区过渡，给出通用框架及BSk21状态方程与标准Urca反应的数值结果，揭示核反应导致阻尼频率和高阶模抑制的特性。
2023-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Neutron Stars and the Nuclear Equation of State
本文综述了用于构造中子星物态方程的微观多体方法和唯象模型的现状和最新进展。物态方程是描述它们的结构和动力学性质的基础，也是核塌缩超新星和双星中子星合并的动力学规律。我们假设中子星物质的主要自由度是核子和超子，而不考虑夸克物质的出现。我们比较了不同的状态方程模型的理论预测与目前可用的数据来自地面实验室实验和最近的天体物理观测。分析了核强相互作用和状态方程对中子星冷却性质的重要性。我们讨论了状态方程描述中的主要挑战，主要集中在不同的多体技术的限制，所谓的“超子之谜”，以及直接URCA过程对状态方程的依赖。
2021-05-08 astro-ph.HE nucl-th
Nuclear Weak Rates and Nuclear Weak Processes in Stars
利用壳层模型计算了恒星环境中的核弱过程，包括伽莫夫-特勒（GT）跃迁和自旋-偶极跃迁，并将其应用于恒星核弱过程。指出了精确弱速率对天体物理过程研究的重要作用。利用$sd$壳层的弱速率研究了8-10 M $_{\odot}$恒星ONeMg核的演化.研究了Urca核过程对核的冷却和$^{20}$ Ne双电子俘获对核的加热。特别地，用Walecka和Behrs-B $\ddot{\mbox{u}}$ hring的多极展开方法计算了$^{20}$ Ne的第二禁戒跃迁的电子俘获率，并讨论了核的最终命运，即核坍缩或热核爆炸.本文将$pf$壳层的弱速率应用于Ia型超新星铁族元素的核合成。与太阳丰度相比，富中子铁同位素的过量生产问题现在已减少到两倍以内。利用推广的Kuo-Krenciglowa方法计算了反转岛中$A$ =31的Urca核对的弱相互作用率.用$pf$ - $sdg$壳计算了$^{78}$ Ni中的跃迁强度和电子俘获率，并与随机相近似和有效俘获率公式计算结果进行了比较. $β$ -$N$ =126同位素的衰变率用GT和第一禁戒跃迁进行评估。发现半衰期短于标准模型获得的半衰期。用新的壳模型哈密顿量计算了$^{13}$ C，$^{16}$ O和$^{40}$ Ar的中子核反应截面.对核合成，中微子探测，中微子振荡和中微子质量等级的影响进行了讨论。
2022-06-02 astro-ph.SR nucl-th
Constraining compact star properties with nuclear saturation parameters
利用相对论密度泛函理论导出的一组强子状态方程（EoS），并结合地球实验、天体物理观测（特别是GW 170817事件）和中子物质手征手征有效场论（$χ$ EFT），探讨了EoS参数化对饱和密度下定义的几个核物质特征的敏感性.我们发现致密星的总体性质对饱和密度附近的等密度偏度系数$Q_{\text{sat}}$和等矢量斜率系数$L_{\text{sym}}$最为敏感，因为我们的模型中高阶系数如$K_{\text{sym}}$是固定的.更具体地说，（i）其中$Q_{\text{sat}}$是控制致密星最大质量和半径的主要参数，而$L_{\rm sym}$在一定程度上受到中子物质$χ$ EFT的限制;（ii）质量足够大，（如果$Q_{\text{sat}}$的值足够大，可以得到同时具有超子和$Δ$共振的$M\sim 2.0~M_{\odot})$致密星;（iii）$Δ$的出现减小了正则质量（$M\sim 1.4~M_{\odot})$）致密星的半径，从而缓和了相对论密度泛函的预言与从附近孤立中子星的X射线观测中得到的推论之间的紧张关系。
2019-07-16 astro-ph.HE nucl-th
Recent progress constraining the nuclear equation of state from astrophysics and heavy ion reactions
高密度和极端同位旋下的核物质状态方程（EoS）是核物理领域长期存在的问题之一。核多体问题的从头计算预测了远离核物质饱和点的EoS的密度和同位旋依赖性。另一方面，近年来，从天体物理学方面和基于加速器的实验方面，已经取得了实质性的进展来限制EoS。重离子实验支持在中等密度下的软EoS，而最近的中子星观测需要“硬”的高密度行为。这两个约束进行了讨论，并显示出与多体理论的预测。
2007-06-01 nucl-th
Constraining the nuclear matter equation of state around twice saturation density
利用0.4和1.5A GeV之间Au+Au碰撞中椭圆流的FOPI数据，通过引入描述椭圆流大小随快度变化的观测量，利用输运码IQMD，我们提取了压缩对称核物质状态方程的约束条件.该观测值对核状态方程敏感，并且是将核物质的可压缩性约束为2 $ρ_0$的鲁棒工具。
2015-01-21 nucl-ex nucl-th
Hyperonic stars and the symmetry energy
在本研究中，我们分析了在恒星物质的相对论平均场描述下，对称能的密度依赖性对中子星超声波含量的影响。对于$Λ$ -超子，我们考虑了校准到$Λ$ -超核的参数化。对于$Σ$和$Ξ$ -超子的不确定性，反映了目前缺乏实验信息的$Σ$和$Ξ$ -超核考虑。我们进行我们的研究，考虑核状态方程预测两个太阳质量的恒星，并满足其他良好解决的核物质属性。讨论了超子的存在对半径、直接Urca过程和吸积中子星冷却的影响。我们发现，一些恒星的性质的影响，以类似的方式由密度依赖的对称性能量和超子含量的恒星。要解开这两个影响，有必要有一个很好的知识状态方程在超饱和密度。对称能的密度依赖性影响不同超子出现的顺序，这可能对中子星冷却有直接影响，因为不同的超子中微子过程可能在大质量恒星的中心运行。对于允许直接Urca过程操作的模型，当超子被包括在与现代实验数据一致的情况下，超子和纯核子的模型被示出具有相似的光度。结果表明，对于一个受实验、理论和观测数据约束的密度相关强子模型，SAXJ $1808.4-3658$的低光度只能用一个超子NS来模拟，表明超子可能存在于其核中.
2018-11-02 astro-ph.HE nucl-th
Constraining the nuclear equation of state from orbits of primordial black holes inside neutron stars
本文提出通过观测中子星内部原初黑洞偏心轨道进动引发的引力波拍频，为核物质状态方程提供互补约束并打破参数简并。
2024-09-06 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Constraining the symmetry energy content of nuclear matter from nuclear masses: a covariance analysis
通过拟合几个代表性核的选择性体性质参数化的不同能量密度泛函评估的核对称能量的元素被认为是变化很大的。然而，从元素周期表中原子核质量的实验数据中得到的结果表明，它们受到了更好的约束。一个可能的方向，在调和这个悖论可以收集从使用的结合能在一个微观模型内的拟合协议与两组核，一个代表性的标准集和另一个非常高度不对称的核，另外包括的结果进行比较。协方差分析表明，附加的拟合方案降低了$\sim 50\%$在$^{208}$ Pb核中的核对称性能量系数及其斜率参数以及中子皮厚度的不确定性。这些实体的核心价值也略有下降。
2015-07-20 nucl-th
Constraining the equation of state of high-density cold matter using nuclear and astronomical measurements
从实验室实验到中子星观测，与冷致密物质有关的数据越来越丰富，需要一个利用所有相关信息的框架来限制此类物质的性质。在这里，我们提出了一个严格但实用的贝叶斯方法，可以包括不同的证据，如核数据和推断的质量，半径，潮汐变形，惯性矩，和引力结合能的中子星。我们强调，应使用测量的完整后验概率分布，而不是像常见的那样，对最大质量或其他量进行切割。我们的方法可以用于状态方程（EOS）的任何参数化。我们使用光谱参数化和分段多变参数化与可变的过渡密度来说明目前的测量的影响，并显示如何在许多领域的未来测量可以提高我们的理解冷催化物质。我们发现，不同类型的测量将发挥不同的作用，在不同的密度范围内限制EOS。例如，更好的对称性能量测量将对我们理解低于核饱和密度的物质产生重大影响，但对高于该密度的物质影响不大。相比之下，精确的半径测量或来自GW 170817或更好的质量的多次潮汐变形性测量将在更宽的密度范围内提高我们对EOS的认识。
2019-11-07 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
First detection of X-ray pulsations and spectrum of the high Galactic latitude pulsar PSR J0837-2454 and direct Urca cooling implications
本文通过射电和首次深度 X 射线观测确定年轻脉冲星 PSR J0837-2454 距离小于约 1 kpc，发现其 X 射线脉动和低温热谱，并据此推断其高质量触发直接 Urca 快速中微子冷却，从而约束核状态方程。
2024-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
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
Constraining the neutron-matter equation of state with gravitational waves
我们展示了如何观测引力波从二进制中子星（BNS）合并在未来几年可以结合从核物理的见解，以获得有用的约束状态方程（EoS）的致密物质，特别是，约束中子物质EoS在20%以内的核饱和密度$n_0\approx 0.16\ {\text{fm}^{-3}}$的1倍和2倍之间。使用Fisher信息方法，我们结合观测约束从模拟BNS合并事件从各种人口模型与独立测量的中子星半径预计从X射线天文学（中子星内部成分探测器（NICER）的观测，特别是）直接约束核物理参数。参数化的核EoS，我们使用不同的方法，扩大从纯核物质，而不是从对称的核物质利用最近的量子蒙特卡罗（QMC）计算。这种方法避免了调用所谓的抛物线近似从对称核物质外推的需要，允许我们直接约束中子物质EoS。使用主成分分析，我们确定的参数组合最紧密的观测数据的约束。我们讨论了敏感性的各种影响，如不同的组件质量通过人口模型的灵敏度，相变的核心EoS，和大偏差的中心参数值。
2019-04-08 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Stellar properties and nuclear matter constraints
我们分析了相对论平均场（RMF）参数化的恒星性质，这些参数化与最近研究的与核物质、纯中子物质、对称能及其衍生物有关的约束一致[Dutra等人，C 90，055203（2014）]。我们的研究结果表明，只有两个RMF参数化不允许出现的直接Urca过程，重要的方面关于中子星的演化。此外，在所有已批准的RMF模型中，有14个产生的中子星的最大质量在$1.93\leqslant M/M_\odot\leqslant 2.05$范围内，其中$M_\odot$是太阳质量。只有三个模型产生的最大质量以上的范围和超子的讨论。最后，我们已经验证了满足中子星最大质量约束的模型不遵守声速平方界，即$v_s^2 < 1/3$，证实了最近的研究结果。然而，最近提出的$σ$切割方案可以使RMF模型符合这两个约束，这取决于每个参数化的isoscalar-vector相互作用。
2016-09-23 astro-ph.HE nucl-th
Constraining the nuclear gluon PDF with inclusive hadron production data
胶子的核部分子分布函数（nPDF）很难单独用深度非弹性散射（DIS）和Drell-Yan（DY）数据拟合确定。因此，nCTEQ 15对核PDF的分析增加了RHIC的中性π介子产生数据，以帮助限制胶子。在这项分析中，我们提出了一个新的全球分析的核PDF的基础上，一个更大的单包容性轻强子数据集从RHIC和LHC。使用我们的新nCTEQ代码（nCTEQ++）与INCNLO的优化版本，我们系统地研究了理论的局限性和碎片函数不确定性的影响。
2021-07-30 hep-ph nucl-th
Inferring the nuclear symmetry energy at supra saturation density from neutrino cooling
天体物理学界的一个雄心勃勃的目标是不仅要通过天体物理观测来约束中子星物质的状态方程，而且最终还要推断中子星物质的组成。然而，NS核心的组成可能仍然是不确定的，除非我们有一个准确的测定在超饱和密度（$ρ>ρ_0$）的核对称能。我们研究了核子直接Urca过程如何作为一种有效的探针来约束高密度核对称能。大量的最小约束的EOS已被构造通过应用贝叶斯方法来研究在不同密度的对称性能量与NS的一些选定的属性的相关性。在重子密度为0.5 fm $^{-3}$（$\sim 3 ρ_0$）以上的核对称能与核dUrca中微子冷却开始时的NS质量强相关。这使我们能够将核对称能的高密度行为限制在狭窄的范围内。{The手征有效场论的纯中子物质压力约束排除了质量为$\lesssim$ 1.4 $M_\odot$的恒星中核子dUrca的开始。} dUrca在1.6 M $_\odot$到1.8 M $_\odot$ NS内的出现意味着对称能$L$在$\sim 2.5~ρ_0$处的斜率分别在54和48 MeV之间。
2022-07-03 astro-ph.HE nucl-th
Thermal impacts on the properties of nuclear matter and young neutron star
本文用相对论平均场论对热核物质的热和核性质进行了系统的研究。我们研究了温度对结合能，压力，热指数，对称性能量的影响，以及它的衍生物的对称核物质使用温度依赖的相对论平均场形式主义著名的G2 $^{*}$和最近开发的IOPB-I参数集。还计算了非对称核物质系统液-气相变的临界温度，并与实验数据进行了比较。我们研究了相对论和非相对论形式下热指数随核子密度变化的近似。利用直接Urca过程计算了超新星遗迹的中微子发射率，得到了一些关于新生原中子星热稳定性和演化的令人兴奋的结果。计算了不同熵值时原中子星的中心温度和最大质量。
2021-09-06 astro-ph.HE hep-ph 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
Short-range correlation effects on the neutron star cooling
短程关联（SRC）是原子核理论的一个重要方面。最近的工作重新点燃了对这个话题的兴趣，特别是由于最近已经证明SRC可能是负责打破核物质中的配对间隙的事实。在这项工作中，我们重新讨论的概念SRC的β平衡物质在中子星。我们构建了两个等效的模型，与SRC和不进行调查的热演化的恒星所描述的这种模型。我们发现SRC在中子星的热演化中起着重要的作用。它将被证明，虽然SRC在很大程度上留下了恒星的宏观性质不变，它显着改变质子分数，从而导致直接Urca（DU）过程的早期发作，这反过来又导致恒星表现出更快的冷却。
2020-04-21 astro-ph.HE nucl-th
Hybrid stars : Spin polarised nuclear matter and density dependent quark masses
研究了在恒星内部形成液滴相（DP）的可能性及其对恒星结构性质的影响。对于核物质（NM），采用基于有限射程、动量和密度相关相互作用的状态方程（EOS），预测中子物质在中子星内部可实现的密度下经历铁磁相变。通过对夸克化学势的正确处理，建立了夸克质量依赖于密度的夸克物质状态方程，即有效质量模型。发现在极化核物质的核与非极化核物质的壳之间存在着由奇异夸克物质和非极化核物质组成的液滴相。此外，我们可以满意地解释质量和表面磁场，以及允许，由于液滴相的存在，直接URCA过程发生。
1997-07-23 nucl-th
Constraining the density dependence of symmetry energy using mean field models
核对称能表征了结合能随核系统（如有限核、中子星等）中子质子比的变化。是多种多样的。与这些核系统相关的密度在很大范围内变化。因此，研究对称能的密度依赖性是核物理研究的一个重要课题。对称能的密度依赖性主要由定义于无限大核物质的三个经验量表征，即对称能系数J、斜率参数L和曲率参数K_sym，它们都与无限大核物质的饱和密度ρ_0有关。由于核物质在实验室中是不可获得的，人们需要找到合适的实验观测值来约束J、L或K_sym的值。虽然J可以从原子核结合能的实验数据中精确地得知，但L或K_sym的情况却不完全如此。在这篇论文中，使用平均场模型来解决这个问题。
2018-08-22 nucl-th
