中子星并合中的致密物质状态方程

在双中子星并合模拟中，需要在很宽的密度和温度范围内，以及在 neutrino 被俘获、磁场和转动起主导作用的条件下的致密物质状态方程（EOS）。在此我们评估致密物质理论的现状，并指出当前所用方法的成功与局限。在亚核密度区，使用 Akmal、Pandharipande 和 Ravenhall 的相互作用核子状态方程，对 npα 系统的排除体积（EV）方法和维里方法进行了比较研究。由于 α 粒子的排除体积，在 EV 方法中其质量分数在重子密度低于 0.1 fm⁻³ 时消失，而在维里方法中由于主要为吸引相互作用，其质量分数持续上升。本文将 Lattimer 等人的 EV 方法推广到除 α 粒子外还包含 d、³H 和 ³He 等轻核团簇。给出了该发展所得相关状态变量的结果，并可借此与文献中相关但略有差异的方法进行比较。我们也评论了超核密度 EOS 的一些优缺点。早先研究中分别考虑了热效应、neutrino 俘获、磁场和转动各自的影响，本文据此总结了中子星引力质量和重子质量的变化程度。对于刚性（较差）转动，增加约 20%（≳50%），而在仅存在磁场且超过 10¹⁸ Gauss 时也有相当的增加。热效应和 neutrino 俘获引起的变化相对较小。建议开展一些未来研究以进一步深入理解动力学模拟的结果。