中子星是大质量恒星在经历过超新星爆发后的产物,是宇宙中最致密的物体。由于这样的性质,中子星不仅受到天文学家的追逐,也让很多核物理学家和粒子物理学家产生了强烈的兴趣。物理学家的理论结果可以为中子星的内部结构做出解释,而中子星正好可以为低温致密物质提供天然的实验室。由于中子星的强引力,广义相对论效应也很明显。中子星也可以作为检验广义相对论的实验室。1934年,Baade Zwicky在Chadwick发现中子后提出了中子星存在的可能,随后在1939年,Oppenheimer和Volkoff首先计算了中子星模型。但是由于缺乏观测,有关中子星的研究有限。直到1967年,Hewish和J.Bell发现了脉冲星。依据脉冲星的脉冲周期,仅有旋转的中子星能够作为脉冲星的模型。在对中子星的位置、质量、大小等参量进行计算之后,大家对中子星有了一个基本的认识：中子星是一个具有一到两个太阳质量,半径在10至20公里的具有强磁场,旋转非常快的致密星体,是大质量恒星死亡后的遗骸。关于中子星的研究,需要从对脉冲星的观测入手。在射电波段、可见光波段、X射线和Gamma射线波段均有观测结果,各波段的观测能够让我们了解脉冲星的性质。我们通常可以在射电波段观察到规律的脉冲,当然也有Glitch现象,这种即突然旋快。这被认为与中子星内部的超流超导有关。大多数X射线波段的观测对象是双星系统。也有超过100颗单中子星有X射线的观测,其中磁星最让人疑惑。得益于有名的Vela和Crab在高能波段的观测,在Gamma波段探测中子星也成为了一个方向。LAT (Large Area Telescop e)等望远镜也在进行探测。虽然在红外、紫外、可见光波段对中子星的探测比较少,但是在紫外和可见光波段的观测可以让我们对中子星的冷却有所了解并且对冷却模型进行限制。研究中子星性质也要基于对低温致密物质的理论。但是由于低温致密物体(尤其是高于核饱和密度)的物质组成并不明确,中子星的内部结构还不能确定。除了由中子质子和电子组成的中子星,还有可能存在介子,甚至夸克物质。1984年,Witten猜想奇异夸克物质可能是最稳定的强作用束缚体系,这让我们对纯夸克星产生了兴趣。在没有办法从QCD第一性原理得到可靠的物态方程的情况下,各种物态方程被相继提出,它们都考虑了夸克物质的两个基本性质：夸克禁闭和渐进自由。最早也是最简单的模型是MIT口袋模型,认为夸克物质是一个装在负压口袋里的自由气；而Nambu-Jona-Lasinio模型则考虑了手征对称性及其破却；微扰QCD则很好地符合渐进自由。在2010年,关于脉冲星J1614-2230的观测发现引起了我们的兴趣,它达到了1.97个太阳质量(Demorest et al.,2010)。而在2013年,脉冲星J0348+0432也被发现具有两个太阳质量(Antoniadis et al.,2013)。由于物态方程可以帮助我们得到中子星的结构(质量和半径等),同样我们可以利用中子星的质量来限制物态方程。如果物态方程太软就会被观测数据排除。于是我们用J1614-2230的观测结果考察了准粒子模型描述的纯夸克星,在随后考察了模型参数对质量半径关系的影响,并且用两个太阳质量的观测结果约束了准粒子物态方程的参数,而由于准粒子物态方程本身存在需要改进的地方,于是用改进的物态方程计算了纯夸克星的质量半径关系,发现其与观测数据相符。此外人们相信在密度足够高时,则从中子星中心开始会发生强子到夸克的相变,随后带有夸克核心和强子壳层的混合星被提出。结合强子相的物态方程和夸克相的物态方程,我们用Maxwell条件考察了混杂星存在的可能性。结果我们发现这样计算出的混杂星不是质量达不到观测要求就是不能稳定存在。1992年,Glendenning指出,强子到夸克可能发生的是连续相变,因此会产生两相共存来保持电中性的情况。这被称为Gibbs条件。我们用Gibbs条件重新考察混杂星。我们发现这样所计算出的混杂星不存在纯夸克核心,而是存在两相共存的核心。这样的混杂星可以稳定存在且能够达到观测要求。