Moments of inertia of neutron stars in relativistic mean field theory: The role of the isovector scalar channel

Abstract

With the inclusion of the isovector scalar channel in the meson-nucleon couplings, taking DD-MEδ as an effective interaction, the moments of inertia of neutron stars possessing various stellar masses are studied within the density dependent relativistic mean field (RMF) theory. The isovector scalar channel contributes to the softening of the neutron-star matter equation of state (EOS) and therefore the reduction of the maximum mass and radius of neutron stars. Smaller values of the total moment of inertia I and the crustal moment of inertia ∆I are then obtained in DD-MEδ via numerical procedure in comparison with those in other selected RMF functionals. In addition, the involvement of the isovector scalar channel lowers the thickness of the neutron star crust and its mass fraction as well. The sensitivity to both the crustal mass and stellar radius causes the crustal moment of inertia to be more obviously reduced than the total one, eventually leading to a suppression on the fraction of crustal moment of inertia ∆I/I in DD-MEδ. The results indicate the crustal moment of inertia as a more sensitive probe of the neutron-star matter EOS than the total one, and demonstrate that the isovector scalar meson-nucleon couplings in the RMF theory could exert influence over the physics of pulsar glitches. neutron star, moment of inertia, relativistic mean field theory, isovector scalar channel PACS number(s): 21.60.Jz, 26.60.-c, 26.60.Kp, 26.60.Gj, 97.60.Gb, 97.10.Kc Citation: Qian Z, Xing R Y and Sun B Y, Moments of inertia of neutron stars in relativistic mean field theory: the role of the isovector scalar channel, Sci.

Study of tidal deformabilities of neutron stars using relativistic mean field theory containing <i>δ</i> mesons

“…和 Bell 发现第一颗脉冲星 PSR B1919+21，不久 Gold 就证实其为一颗快速旋转 的中子星，随后关于中子星物态方程的研究迅速发展 [1,2] 。然而，由于中子星内 部结构主要由参与强相互作用的粒子主导，当前研究人员只能借助地面核实验 和天文观测如中子星质量、半径、引力波辐射等对中子星宏观性质进行限制， 通过唯象或微观核多体理论模型对中子星物态方程和内部结构展开了大量的研 究 [3][4][5][6][7][8][9][10][11][12] 。 2017 年 8 月 17 日，激光干涉引力波天文台和室女座引力波天文台等成功探 测到双中子星并合引力波信号即 GW170817 事件，则为研究中子星物态方程打 开了新的窗口 [13] 。在双星系统中，我们一般用无量纲的潮汐形变因子 Λ 来反映 星体的潮汐形变能力，而潮汐形变因子又与星体的物态方程息息相关。双星系 统的演化一般分为旋进、并合、铃宕三个阶段。双中子星相互绕转时，会因辐 射引力波而相互靠近。在旋进的后期，因为伴星的存在使得中子星发生潮汐形 变，星体的潮汐形变因子可由这一阶段的引力波信号与点质量结果的偏离给出。 因此，我们可以用双中子星并合的引力波信号来限制中子星物态方程。到目前 为止，已发现了 5 例与中子星相关的引力波事件即：GW170817、GW190814、 GW190425 • 、GW200105 和 GW200115 [14][15][16][17] 。基于 GW170817 和 GW190814 事 。这些引力波事件对限制中子星物态方程、分析星体内部物质成 分产生了深远影响 [18][19][20][21][22] 。 许多学者针对中子星潮汐形变性质开展了大量意义深刻的工作。2018 年， Zhu 等提出了一种可以很好地描述 GW170817 观测结果并能约束夸克层次中子 星物态方程，即"QMF18"模型 [23] 。2019 年，Biswas 等人利用 GW170817 事 件对中子星内部压强的各向异性进行了研究，指出压强的各向异性能大幅降低 中子星潮汐形变能力 [24] 。2020 年，Essick 等人利用非参数方法分析了中子星物 态方程、内部物质成分和星体最大质量，并指出 GW170817 事件支持软的中子 星物态方程并强调了利用引力波数据约束中子星物态方程的良好前景 [25] 。2021 年，Miao 等人用贝叶斯统计方法基于 GW170817、GW190425 和 PSR J0030+0451 的天文观测约束研究了中子星转动惯量，在 90%可信度下估算了 PSR J0737-3039 的转动惯量理论值范围 [26] 。2022 年，Huang 等人利用相对论平 均场理论模型研究了超子星潮汐形变性质，指出引力波探测为研究中子星结构 提供了良好的途径，希望未来可以从引力波中得到特殊的信号，帮助人们确定 中子星内是否包含超子 [27] 。如果中子星内部出现超子，如何判断超子的种类一 直都是中子星物态方程研究中的热点和焦点问题，并且为了能够体现星体内核 子(n 和 p)或超子(Λ、Σ 和 Ξ)有效质量的差别，学者们在相对论平均场理 论模型中引入了同位旋矢量-标量介子 δ 来描述星体的性质。1997 年，Kubis 等 人在相对论平均场理论模型下研究了 δ 介子对中子星性质的影响，指出 δ 介子 使得中子单粒子能增加，质子丰度增加，并且中子和质子的有效质量会发生劈 裂 [28] 。2009 年，喻孜等人在相对论平均场理论模型下研究了 δ 介子对热前中子 星性质的影响，指出 δ 介子使得热前中子星内超子丰度升高，但是这种趋势会 随着星体温度的升高逐渐减弱 [29] 。2010 年，邵国运和刘玉鑫在相对论平均场理 论模型下研究了 δ 介子对含和不含反 K 介子凝聚相超子星粒子分布、半径和质 量的影响 [30] 。2018 年，孙保元等人利用相对论平均场理论模型展开了 δ 介子对 星体转动惯量研究，指出 δ 介子会抑制星体壳层和总的转动惯量，并使得壳层 转动惯量和星体总转动惯量的比值也受到抑制 [31] 。前人的工作表明，δ 介子出 现会改变星体微观和宏观性质 [32]…”