在深邃的宇宙中，引力如此强烈，以至于能将物质压碎成一种在地球上从未见过的状态，那里坐落着中子星。这些是质量巨大的恒星在爆炸后留下的致密残骸，它们将比太阳更多的质量压缩进一个仅有城市大小的球体中。由于其密度极高，它们成为了天然的物理实验室，让科学家能够测试物质在极端压力下的行为。然而，宇宙中充满了我们无法直接看到的奥秘：暗物质和暗能量。虽然普通物质仅占宇宙的一小部分，但暗物质和暗能量主宰了其余部分，而我们仍然不知道它们是由什么组成的。现代物理学的一个核心问题是，这些看不见的物质是否可以隐藏在中子星内部，以我们的望远镜可能探测到的方式改变它们的大小和重量。
一支研究团队最近利用来自美国国家航空航天局（NASA）的中子星内部成分探测器（简称 NICER）的数据，对这种可能性进行了调查。NICER 是一台 X 射线望远镜，能够以卓越的精度测量旋转中子星的质量和半径。科学家们对比了关于这些恒星内部可能发生情况的三种不同情景。第一种情景假设这些恒星完全由普通的重物质组成。第二种情景考虑了恒星内部可能含有与普通物质混合在一起的暗物质核心。第三种更为奇特的情景则设想，恒星的最中心是一个暗能量口袋，周围包裹着一层普通物质的壳层。通过运行复杂的计算机模拟并将其结果与来自 NICER 的真实测量值进行对比，该团队试图确定这些隐藏的成分中，是否有任何一种正躲藏在这些宇宙巨兽的核心之中。
这项研究重点关注了 NICER 详细观测的三颗特定中子星：PSR J0740+6620、PSR J0030+0451 和 PSR J0437−4715。研究人员为每种情景构建了数学模型，并提出了一个简单的问题：哪些模型产生的恒星能与观测到的质量和尺寸相匹配？当他们研究存在暗物质核心的可能性时，发现了一些令人惊讶的结果。无论暗物质是由玻色子还是费米子（两种不同的亚原子粒子）组成，暗物质核心的存在都不会改变恒星的外观，使其在目前的望远镜下无法与普通恒星区分开来。只要暗物质占恒星总质量的比例低于 5%，这颗恒星看起来就与纯粹由普通物质组成的恒星完全一样。这表明，仅仅通过测量中子星的大小和重量并不足以证明暗物质是否隐藏在其中；我们需要其他方法来发现它。
当研究人员测试暗能量情景时，结果却大不相同。在这种模型中，恒星的核心并非由粒子组成，而是一种具有负压力的流体，这种性质与驱动宇宙膨胀的力量相关联。当科学家们在模型中加入这种暗能量核心时，预测的恒星尺寸和重量发生了显著变化。这些模型允许出现比标准模型更重且具有不同内部结构的恒星。至关重要的是，来自 NICER 的实际测量值能够排除许多关于这种暗能量流体的狂野假设。数据缩小了允许存在的这种神秘物质的属性范围，有效地告诉我们什么样的暗能量可以存在于中子星内部，而什么样的不能。
研究人员得出结论，虽然目前的观测无法确认中子星内部是否存在暗物质，但它们可以对暗能量核心的性质施加非常严格的限制。数据表明，如果暗能量存在于这些恒星的中心，它必须遵循非常具体的规则，才能与我们所看到的现象保持一致。这一发现意义重大，因为它将中子星变成了研究宇宙暗区的重要工具。尽管我们无法直接看到暗物质或暗能量，但它们改变中子星行为的方式会留下指纹。目前来看，证据指向这样一个观点：如果暗物质存在于这些恒星内部，它正处于“大隐隐于市”的状态，与周围的普通物质无法分辨。但如果暗能量核心确实存在，宇宙正在为我们提供一种测量它们的方法，从而不断收紧那些试图解释塑造我们宇宙的无形力量之理论的绞索。
技术摘要：结合暗能量与暗物质的 NICER 中子星研究
问题陈述
宇宙的组成由暗物质（DM）和暗能量（DE）主导，然而它们的本质仍是未知的。虽然 ΛCDM 模型成功解释了大规模宇宙学观测，但它也面临着诸如哈勃张力（Hubble tension）和精细调节问题等挑战。中子星（NSs）是探测这些暗区间的极端实验室。既往文献表明，暗物质可以在中子星内部积累，从而改变其质量、半径和潮汐形变性。类似地，如果暗能量分布在整个宇宙中，它也可能存在于中子星核心内，从而形成具有暗能量核心和重子壳层的混合星。然而，目前的观测数据——特别是来自 NASA 的中子星内部成分探测器（NICER）——在多大程度上能够区分纯重子星、含有非对称暗物质（ADM）的混合星以及具有修正查普林流体（MCDF）核心的混合星，目前尚不明确。本研究调查了考虑这些暗区成分如何影响推断出的状态方程（EoS）及中子星性质。
方法论
作者采用贝叶斯推断框架，将四种不同的中子星构型与观测数据进行对比：
- 纯重子星： 在高密度区域使用分段多项式（PP）EoS 进行建模，并与达到 1.5n0（核饱和密度）的手征有效场论（χEFT）结果相连接。
- ADM 混合星： 包含玻色子或费米子非对称暗物质核心的中子星。这些模型基于 Nelson 等人的 ADM 框架进行建模，其中暗物质与重子占据相同的空间体积，并主要通过引力相互作用。其结构性质使用双流体托尔曼-奥本海默-沃尔科夫（TOV）方程进行计算。
- MCDF 混合星： 特征为具有由修正查普林暗流体（MCDF）EoS（P=Aϵ−B/ϵ）描述的暗能量核心，并由重子壳层包围的中子星。两种非混合流体之间的转换通过锐利界面（麦克斯韦构造）进行建模，其结构使用标准单流体 TOV 方程进行计算。
该分析利用了源自 NICER 脉冲轮廓建模（PPM）的三个毫秒脉冲星（PSR J0740+6620、PSR J0030+0451 和 PSR J0437−4715）的质量-半径后验分布。推断过程使用 NEoST 代码（针对 MCDF 进行了适配），并采用嵌套采样（MultiNest）来探索 EoS 及暗区参数（例如 ADM 质量分数 Fχ、MCDF 参数 A、α 以及转换密度 ϵdis+）的参数空间。
核心贡献与结果
对暗能量（MCDF）的约束：
- MCDF 核心会显著拓宽总致密物质 EoS 的后验分布，特别是在中等密度区间（1014.6–1015 g/cm3）。
- 与 ADM 模型不同，MCDF 核心预测的最大质量（MTOV≈2.29M⊙）明显高于纯重子 PP 模型（MTOV≈2.16M⊙）。
- 至关重要的是，NICER 的质量-半径观测对 MCDF 参数空间进行了严格约束。条胀压力常数（A）和转换密度（ϵdis+）的后验分布较其先验分布显著收窄。具体而言，A<0.22 和 log10(ϵdis+)>15.0 的取值被强烈排斥。
- 然而，密度跳变参数 α 仍未受到约束，因为 α 的变化所产生的质量-半径变化小于当前的观测不确定度。
对暗物质（ADM）的约束：
- 玻色子和费米子 ADM 核心都会拓宽低密度（<1014.65 g/cm3）下的总 EoS 先验，但在高密度下与纯重子 PP 模型趋于一致。
- 包含 ADM 核心会略微降低推断的最大质量（MTOV≈2.12M⊙），但其质量-半径后验分布与纯重子 PP 模型高度重合。
- 对于 Fχ≤5% 的 ADM 质量分数，玻色子和费米子 ADM 模型的后验分布彼此无法区分，也与纯重子模型无法区分。
- 分析发现，目前的质量-半径测量无法约束 ADM 参数，也无法在这一质量分数范围内将 ADM 核心与纯重子星区分开来。
状态方程（EoS）推断：
- 当从总模型中分离出重子 EoS 时，MCDF 核心的存在会使推断出的高密度重子 EoS 向较软的配置偏移，以满足核心-壳层界面处的压力连续性。
- 相比之下，ADM 混合模型不会改变分离出的重子 EoS 的后验分布。
- 所有模型都预测 2.0M⊙ 与 1.4M⊙ 中子星之间的半径存在正向差异（ΔR=R2.0−R1.4），其中 MCDF 模型表现出最明显的硬化趋势，尽管不确定度仍然过大，尚无法得出定论。
意义与主张
本文证明，虽然目前的 NICER 质量-半径测量不足以检测中子星内部的 ADM 核心（即使不确定度有所改善），但它们对于约束暗能量核心的参数空间非常有效。研究结论如下：
- 暗能量： 中子星可以对 MCDF 参数空间施加强有力的约束，排除了 A 和 ϵdis+ 参数空间中的广泛区域。MCDF 核心仍是解释最重观测致密天体（如 PSR J0952−0607, GW190814）的一种可行方案，但需要符合 NICER 数据的特定参数值。
- 暗物质： 单靠质量-半径测量不足以检测质量分数高达 5% 的 ADM 核心；若要探测或约束中子星中的 ADM 积累，需要独立的天体物理或粒子物理手段。
- 方法论： 本工作强调了使用贝叶斯推断来解构暗区与中子星可观测量之间相互作用的必要性，并展示了不同的暗区假设会导致推断出的 EoS 产生不同的简并性。
作者指出，未来的工作应解决旋转构型以及暗物质晕的潜在影响，由于计算复杂性以及本次研究侧重于核心构型的特定目标，这些因素在本次分析中被排除在外。
每周获取最佳 nuclear theory 论文。
受到斯坦福、剑桥和法国科学院研究人员的信赖。
请查收邮箱确认订阅。
出了点问题，再试一次？
无垃圾邮件，随时退订。