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利用引力波多信使观测限制中子星中的夸克退禁闭相变

题目:Constraining hadron-quark phase transition parameters within the quark-mean-field model using multimessenger observations of neutron stars

作者:Zhiqiang Miao (XMU), Ang Li (XMU;通讯作者), Zhenyu Zhu (XMU/ITP, Frankfurt), Sophia Han (Ohio University/UC Berkeley)

链接:https://arxiv.org/abs/2006.00839;ApJ (2020) accepted

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⊙典型半径下限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。


Artist’s impression of a neutron star’s interior. The deeper the layer, the denser it is. (Image: Jyrki Hokkanen, CSC – IT Center for Science Ltd., Finland)


 




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