Das BPS-Modell (Baym, Pethick and Sutherland 1971)

Charakteristisches Merkmal dieses Neutronensternmodells ist die zur Bildung der Zustandsgleichung gewählte Beschreibung der hadronischen Wechselwirkung durch ein Kernpotential vom Reid-Typ (Reid 1968, Shapiro & Teukolsky 1983, Mayer-Kuckuk 1984). Die zugehörige Neutronenstern-Zustandsgleichung zeigt dabei eine relativ langsame Änderung des Druckes P mit der Sterndichte $\rho$. Dies ist eine Eigenschaft, die man bei Zustandsgleichungen allgemein als weich bezeichnet und deren Ursache darin begründet liegt, daß das verwendete Kernpotential bei Dichten in der Größenordung der Nukleonendichte $\rho_n$ im Mittel attraktiv ist. Entsprechend dieser Eigenschaft führt das Modell zu sehr hohen Dichten von bis zu $\sim 10 \times \rho_n$ im Kern des Neutronensterns, wobei sich der größte Teil der Materie im supraflüssigen Zustand befindet. Für eine Neutronensternmasse von M=1.4 $\mbox{M}_\odot\;$liefert das Modell einen Sternradius von etwa 8 km.