Das FP-Modell (Friedman & Pandharipande 1981)

Das FP-Modell gehört mit zu den realistischsten der zur Zeit diskutierten Neutronensternmodelle. Es basiert auf einer Beschreibung der hadronischen Wechselwirkung anhand eines phänomenologischen Kernpotentials, dessen Parameter sowohl an die Eigenschaften des Deuterons als auch an die Ergebnisse der S-, P-, D- und F-Wellen-Streuung von Neutron-Proton- und Neutron-Neutron-Streuexperimenten angepaßt wurden. Darüberhinaus berücksichtigt es sowohl eine Zwei-, als auch eine Drei-Nukleonen-Wechselwirkung. Das Modell zeichnet sich durch eine mittelsteife Zustandsgleichung aus und liegt bezüglich seinen Aussagen zwischen denen des PS- und BPS-Modells (vergl. Abb. A.3). Der aus dem Modell folgende Neutronensternradius beträgt für eine Neutronensternmasse von 1.4 $\mbox{M}_\odot\;$etwa 11 km. Das Modell gilt darüberhinaus als Ausgangsbasis für Weiterentwicklungen, wie sie derzeit zum Beispiel von Wiringa et al (1988) oder Pandharipande & Wiringa (1989) existieren.

Weder das PS- noch das BPS-Modell benutzt nach dem heutigen Kenntnisstand der Kernphysik eine adäquate Beschreibung des internuklearen hadronischen Wechselwirkungspotentials. Das PS-Modell war zudem lediglich als Testmodell konzipiert (Van Riper, private Mitteilung) und führte von Beginn an auf eine zu steife Zustandsgleichung. Das andere Extrem verkörpert das BPS-Modell. Es repräsentiert den Kenntnisstand der Kernphysik, wie er Anfang 1970 gültig war und liefert eine Zustandsgleichung, die ihrem Charakter nach zu weich ist und die im Widerspruch zu den heute zur Verfügung stehenden Ergebnissen des Glitch- und Postglitchverhaltens von Radiopulsaren steht (Pines 1991, Link et al 1993). Daß beide Modelle bei der Diskussion der thermischen Evolution von Neutronensternen auch heutzutage noch eine Rolle spielen, liegt in erster Linie darin begründet, daß sie als Extremfälle den theoretisch möglichen Bereich der stellaren Neutronensternparameter einklammern.