星的引力观看

对于确定的物态，随着给定的中心密度不断增大，星体的质量不断增大，直到质量达到最高点。此时若进一步增大中心密度，星体内部的压强无法再支撑引力，星体会变得不稳定而塌缩。这一点对应的质量就是中子星的极限质量。粗略来看，强子星、混合星或者混合星半径随着质量增大而减小。夸克星和奇子星半径随着质量增大而增大，直到星体质量接近极限质量时，引力场过强，导致质量－半径曲线“打弯”。

前文提到的不同种类的模型，甚至在同一种类的模型中运用不同的相互作用理论，都会给出不同的物态。一般来说，在给定密度的情况下，若压强越大，则物质越难被压缩，称物态较“硬”，反之，物质更容易被压缩，称物态较“软”。如图3所示，不同的物态对应不同的质量半径关系。不同于其他类型的星体，中子星的引力场很强，必须使用广义相对论。将广义相对论中的流体静力学平衡方程和物态方程相结合，可以计算出给定星体中心密度时的质量和半径。在图3中我们展示了强子星、混合星、奇异星以及奇子星等模型的质量半径关系。

强子星和混合星是引力束缚的系统，一般在质量变大的过程中星体变得越来越致密(见图3)，也就越来越难以形变，所以潮汐形变随着质量逐渐减小。另一方面，物态较硬的星体半径更大，星体更容易发生形变，潮汐形变能力也就越强。GW170817给出的潮汐形变能力的限制排除了一部分过硬的强子星物态。夸克星和奇子星是强力自束缚的系统，一般也更致密(图3)，潮汐形变参数也较小，通过了引力波的检验。

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值得注意的是，模型还需满足极限质量大于2M☉的限制。对于强子星，物态较硬时极限质量才会大于2M☉，而潮汐形变能力的限制要求物态不能过硬，所以GW170817将强子星模型的参数限制在了一个较窄的范围。夸克星虽然通过了潮汐形变能力的检验，但是大部分模型的极限质量勉强能够达到2M☉。奇子星能够同时满足潮汐形变和极限质量的限制。当然，到底哪种模型是中子星的本质还有待更多的观测数据。我们期待未来能够观测到更多的双中子星并合的引力波事件。

对于确定的物态，随着给定的中心密度不断增大，星体的质量不断增大，直到质量达到最高点。此时若进一步增大中心密度，星体内部的压强无法再支撑引力，星体会变得不稳定而塌缩。这一点对应的质量就是中子星的极限质量。粗略来看，强子星、混合星或者混合星半径随着质量增大而减小。夸克星和奇子星半径随着质量增大而增大，直到星体质量接近极限质量时，引力场过强，导致质量－半径曲线“打弯”。