极端致密物质的状态究竟如何？是否存在新的物质状态？对中子星的观测或许能解开这一谜题。中子星是一类极端致密的天体，中心密度可达几倍饱和核物质密度（∼ 10^14 g/cm^3）。由于依赖于同一状态方程（EOS），中子星的整体性质（如质量 M、半径 R、潮汐形变Λ）存在一一对应的关系。因此可以基于中子星整体性质的观测，对其状态方程和物态给出限制（参考前期工作，e.g.，GW170817引力波事件和夸克层次新的中子星EOS模型QMF18; 引力波事件GW170817对夸克间相互作用参数的新限制）。

当中子星内密度高于几倍饱和密度后，可能会出现强子夸克相变，中子星内部出现夸克物质，也称混杂星。我们在前期工作基础上研究了强子夸克相变和混杂星的性质。强子相采用我们最新的QMF模型，有一个参数：核物质对称能（也是地面核结构和反应实验的主要科学目标）；夸克相采用CSS模型，有三个参数：相变密度、能量密度在相变处的跳变和夸克物质中的声速。

我们发现：越小的相变密度对应越大的极限质量；越大的能量密度跳变对应越小的典型半径。利用大质量脉冲星测量（如PSRJ1614-2230, PSR J0348+0432, MSP J0740+6620）给出的两倍太阳质量限制，和 GW70817 给出的中子星潮汐形变的限制，可以得到混杂星的质量上限Mmax ≲ 3.6 M⊙和典型半径的下限R1.4 ≳ 9.6 km（注：典型半径指一颗质量为1.4 M⊙的中子星的半径）。所以混杂星的参数空间比一般中子星的参数空间要大很多。未来更精确的有关中子星半径和潮汐的测量，以及大质量中子星的质量测量，将有助于我们识别中子星内部是否存在夸克物质及其尺寸。