借助GW 170817的多信使观测限制中子星物态方程
自半个世纪之前被发现以来，中子星的内部形态就一直是一个未决的话题。这种天体的密度极高，达到了原子核水平。在如此高密高能的条件下，描述粒子之间相互作用形态的现有理论非常不完善，直接开展全面的实验研究更是不现实，所以其内的结构以及物质状态（也就是压力随密度变化的方式，在宏观上反映为星体质量与大小的关系）只能通过观测以及现有实验条件得到的间接线索来进行推测。
现时对中子星内部结构的推测。
比如中子星的自转速率就是这样一条线索。当星体转速超过一定限制之后，向外的离心力将胜出，最终导致星体瓦解。如果是中子物质，不同的物态方程所能提供的“硬度”（按照较为通用的定义，可以简单理解为物质的可压缩程度，越难压缩则越硬）不同，自转上限也不尽相同，越硬则对应的最短自转周期越长，但基本上都认为星体稳定旋转一周所需时间不能短于大约1毫秒。而如果事实像某些理论所认为的那样，中子星实为夸克星，那么受益于夸克之间的强相互作用，其所能达到的转速极限也更高。但目前已知旋转最快的毫秒脉冲星，一个脉冲周期是1.39毫秒，这个数字其实并不能给出非常紧凑的限制。
再有就是利用中子星的质量上限，也就是Tolman–Oppenheimer–Volkoff极限。由于为了让中子星保持平衡，向外的压力必须平衡于向内的引力，而不同物态所带来的压力不尽相同，只要中子星质量已知，就能够反推出对物态方程的要求，物态越硬则允许的极限质量越大。现在已经发现了质量近2倍于太阳的中子星，如此已然可以排除部分软物态模型了，只是离最终下定论还差得很远。至于星体半径之类的参量虽然也能参与物态的限制（越硬则半径越大），但观测上却更难测量，在此按下不表。
除了这些间接限制方法，双中子星并合发出的引力波信号长期以来也被研究者寄予厚望。因为在并合过程中，星体会不可避免地被扯碎，将内部情况暴露出来。此等事件脱不开与物态方程的联结——当两颗中子星的间距缩小到可以与星体尺度相比的程度之后，来自伴星的潮汐力会因为潮汐变形而激发出四极矩，从而使并合加速，这一过程也会在引力波波形中反映出来。这个四极矩的强度正比于潮汐变形的程度，可见变形程度又与中子星的第二勒夫数
（描述星体物质刚性的参量）和半径
相关；而在星体质量
已知的情况下，要想勒夫数与半径的大小都有赖于物态方程。换句话说，不同物态的中子星在并合期间的变形方式不同，其中的细节就反映在了引力波辐射中。所以中子星并合的引力波信号同样也蕴涵了星体超密物质特性的信息，比起通过质量或自转的上限推测物态方程的可能模样，由此得到的限制可是要直接得多。
双中子星并合过程的数值模拟图。（图片提供：Max-Planck-Gesellschaft, München）
带有电磁对应体探测的双中子星并合引力波事件GW 170817就为天文学家与理论物理学家提供了这样一个窥探超密物质特性的机会。其实在以aLIGO团队为首发表的论文中，研究者已经利用引力波波形中反映出的潮汐形变，对卷入事件的两颗前身星的物态方程作了初步限定。由于这中间的自由参量较多，确切的结论不易得出，aLIGO的团队一开始只排除了物态最硬、给定质量星体半径最大的那些理论模型。
跟据GW 170817的引力波波形演化对前身双中子星物态方程作出的初步限制。两图的x、y轴各表示两星的潮汐变形程度，左图对应快速自转前身星情形，右图对应慢速自转前身星情形。图中的两条虚线表示此次限制的90%与50%置信度范围，灰色实线都是各种物态方程给出的理论预言，其中位于90%置信度曲线右侧的那些模型都可以认为不适用于本次事件。（图片来源：Abbott et al. 2017）
不过双中子星并合发出的引力波信号对物态研究的意义不止于此。只要根据引力波探测知道了双星各自的质量，并合产物的最终质量就有了非常紧凑的约束。如果并合得到的是一颗更重的中子星，在主暴过后的ringdown期间会伴有4千赫兹以下的引力波辐射。但倘或最终产物是一个黑洞，其引力波ringdown的频率在6千赫兹以上，正好落在了aLIGO或VIRGO这种干涉仪式探测器很不敏感的高频区域内。（双黑洞并合过后留下的更大黑洞照样也有引力波ringdown，但现有地基干涉仪对也是不敏感。）对后续引力波信号的搜索可以很好地说明并合产物的性质，若其为中子星，结合质量条件，对物态方程又是一种限制。
GW 170817发生过后并无低频引力波后续信号，但这只能说明并合产物没有高强度的辐射，不能完全排除形成长寿或短命的中子星存在的可能性。不过多信使观测的参与让情况变得不一样了——与GW 170817相伴的GRB 170817A是一起弱短暴，这说明其抛射物能量偏低，不太会是长期稳定存在的星体所为，更像是一开始具备高速旋转的超重中子星，随后因为自转减慢而坍缩为黑洞。考虑GW 170817的两个前身星质量都是太阳的1倍多一些，多个研究团队已经推测，中子星的物态要足够硬（允许两倍以上太阳质量的中子星存在），但又不能太硬（让质量上限接近太阳的3倍不到），合理的质量上限应该在太阳的2.2倍左右。
同时最近又有京都大学和普林斯顿大学的研究者基于数值相对论方法，对一系列可能的物态以及参数空间进行了双中子星并合过程的模拟，所得结论无异于上述两方结论的综合——软硬适度。过硬的物态无论从并合最终产物还是并合期间的引力波形态来看都不符合实际，较软的物态在并合期间也会不可避免地让抛射物数量增多，产生超过观测的电磁辐射。
在真实的宇宙中，中子星的物态可能更加复杂，具有多样化的形式。现在很难确定GW 170817的代表性究竟有多强，那些最硬或最软的物态方程是否真的不可能存在也就要打上了问号。只有在日后发现更多的中子星并合引力波暴，我们才能真正说对中子星群体结构的认识更上层楼。而现在，故事刚刚开始。
