1、“定义”“经典”：（主要）由中子组成的致密星体“现代”：（主要）由高密度强子物质组成的致密星体2、研究历史和观测1967年，BellandHewish发现了脉冲星，很快Gold证认为旋转中子星：第一个脉冲双星PSR1913+16由HolseandTaylor在1973年发现。在已发现的脉冲星中，约有20个脉冲双星，伴星是白矮星或中子星，已知的双中子星6个。利用伴星质量，可测得中子星质量。观测中子星引力质量F.K.Lamb3、诞生：大质量星演化的终态。Schematiccross-sectionofaneutronstar外壳：原子核和电子5、描述爱因斯坦场方程是普遍的形式上简单而又非常复杂的非线性方程，而且时空和物质间还有相互作用。有几种情况可找到近似形式解。爱因斯坦方程在静态球形星内部，可以进行数值解。相对论性球形静态星情况下时空和物质分布的方程就是Oppenheimer-Volkoff偶合微分方程。这是中子星模型发展的基本方程。Oppenheimer-Volkoff偶合微分方程：6中子星物质的性质电中性：化学平衡：弱作用过程：中微子自由物质：二、RMF描述中子星1Lagrange公式中子星物质：电中性、平衡的重子、轻子物质。除了核子外，考虑包括进最低八重态的其它重子，比如Λ、Σ、Ξ等，拉氏量为：在稳定均匀分布的物质基态中，利用介子场的平均值代替介子场得到均匀静态物质中的介子场方程是：能量密度和压强：费米动量与化学势间的关系是：上述RMF中的非线性方程组，可以自洽迭代同时求解介子场、化学势和费米动量。其中的核子耦合常数，一可以利用饱和核物质的密度、束缚能、压缩系数、对称能量系数和有效质量来决定,比如Glendenningde作法;一是利用有限核的性质拟合参数,并根据饱和核物质的性质进行一些调整,比如:NL1,NL3,NLSH,TM1等。RMF理论中超子和介子的偶合常数的选取对中子星物质的性质也具有重要影响。现有各种不同的取法，且相差较大。总结各种不同的取法，可以将其归为两类。这一类取法应用到平均场模型的有效偶合中，没有考虑在RMF中混合进了多体效应。由于着重讨论超子的相互作用对中子星性质的影响,这里取Glendenning的一组参数:(CompactStars,NewYork:springer(1997)p232)Thehyperoncouplingsarenotwellknownsince:1cannotbedeterminedfromnuclearmatterproperties,2experimentaldataonhypernucleidoesnotfixorgot.Thescalarmesonscouplings超子相互作用与中子星性质ThecouplingsforsigamamesonareadjustedbyassumingIsospineffectBlack:x=1.0Red:x=.667Blue:x=1.4Tomaintainchargeneutralityandbaryonnumberconservationn,p,e,ufractionshavetobeadjustedfordifferentisospininteractionsEOS:MassofneutronstarParticlefractionasafunctionofbaryondensityfordifferentCasesgravitationmassasafunctionofcentralenergydensityfordifferentcasesSummary