(Figure credit: Nature Reviews Physics)

双中子星并合的光学/近红外对应体（例如在 GW170817 引力波探测后 10 小时探测到千新星事件AT2017gfo）的观测不仅丰富了我们对宇宙中重元素丰度的认识，有助于揭示并合致密天体的类型，还可有效地约束并合中子星内部的致密核物质性质和状态方程（equation of state, EOS）。中子星致密物质EOS是核天体物理交叉学科领域的前沿研究，可参阅https://mp.weixin.qq.com/mp/appmsgalbum?__biz=MzU4ODM2NjQ5Ng==&action=getalbum&album_id=2454854141660528642#wechat_redirect了解近期中子星和核天体物理相关研究工作（公众号：Nucl_Astrophys_xmu）。

文献中通常基于参数化的EOS模型进行分析，如分段多方（piecewise polytropes）或谱参数化（spectral parametrization），这些工作只允许研究其物质系统的压力-密度函数，而对致密核物质的物态研究无能为力。我们在近期的工作中，首次将核物质微观参数与 GW170817 双中子星并合的 AT2017gfo 数据联系起来，“提出致密物质状态方程研究的新策略”（审稿人语）：“The paper is very interesting and presents new strategies for studying the equation of state of dense matter. It is also one of the few papers performing a bayesian analysis in which the equation of state is computed within a model of nuclear interactions.”

图1：所采用模型对千新星辐射光变曲线的最佳拟合结果

千新星（kilonova）辐射来自从双星并合抛射出的富中子物质的 r 过程核合成衰变。主要集中在轨道平面上的低电子比率 Ye（小于 0.1-0.2）的抛射物质将进行全 r 过程核合成，并产生大量镧系元素， 镧系元素导致的高不透明度导致轨道平面上的抛射物成为“红”成分； 另一方面，沿极向抛射的物质主要由激波加热贡献，具有高电子比率（Ye > 0.25），只会经历部分 r 过程核合成，其镧系元素合成受到抑制。 因此，极向抛射物的不透明度相对较低，被称为“蓝”成分。EOS决定着中子星的半径和潮汐形变，其大小与双中子星并合时的碰撞强度相关，并因此决定了碰撞后的抛射物的质量、速度和电子比率等性质，而抛射物的性质是计算其后续的 r 过程核合成和千新星辐射的关键输入量。

在我们的工作中，kilonova 由辐射转移模型（radiation transfer model）描述，采用各向异性的不透明度，同时包含“红”成分和“蓝”成分；发射光度通过求解抛射物的能量守恒方程来计算得到，其中考虑了 r 过程核合成的加热和绝热膨胀的冷却。我们基于此kilonova模型将抛射物特性（抛射质量、速度、不透明度或电子分数）和双星参数（质量比和潮汐形变）及星体EOS联系起来，通过重现 AT2017gfo 光变曲线（如图1）的重要特性，结合 LIGO/Virgo 的引力波观测以及NICER对中子星质量和半径的X波段测量，直接对关键核物理参数（包括核不可压缩性、核对称能及介质中单核子有效质量）进行推断。

图2：双星质量比和潮汐形变的后验分布

从 AT2017gfo 分析中发现，潮汐形变的后验分布显示出双峰结构（如图2），第一个峰值被 GW170817的引力波数据增强，而第二个峰的取值因不被核实验得到的经验核物质性质支持而直接排除。具体核物理参数的多信使观测研究结果如表1。本工作中涉及的核理论和中子星在贝叶斯分析中的参数收集在表2。

表1：多个核物理参数的多信使分析（90%置信度下的）结果