中子星（NS）作为可观测宇宙中物质最致密的存在形式之一,是人们借以探索超致密物质之奥秘的不可替代的实验室。从微观物理的角度看来,非对称核物质（ANM）的物态方程（EoS）主导了中子星绝大部分的宏观性质。因此,天文观测其实也可以反过来被用于约束中子星的物态方程。早些时候,人们对两颗大质量中子星PSR J0348+0432和PSR J1614-2230质量上的精确测量给中子星的最大质量(M_max)设置了很强的约束,排除了大量的太软的物态方程。近期双中子星并合引力波事件GW170817又给人们带来了一些非常有价值的关于中子星内部结构的信息。在本次引力波事件中,LIGO把用于描述这两颗中子星在潮汐场中的形变的联合潮汐极化率限制为（?）＜800。本文研究核对称能和中子星的一些可观测量之间如何相互影响。在贝叶斯分析的框架下,结合了引力波事件GW170817中两颗中子星的质量-潮汐形变参数的联合分布来约束对称能参数。在考虑了观测上对M_max的限制的情况下对ANM EoS进行了超过4×10⁶次随机采样,后验分布的结果表明,质量为1.4M_⊙的单个中子星的典型半径和潮汐形变参数被分别约束为11.21.4km<12.8和126<Λ_1.4<547。统计结果显示太硬的物态方程不能很好地与GW170817对应,统计后最大质量M_max的最大概然值是2.10M_⊙。除了ANM EoS,本文还用同样的框架计算了一些在中子星研究中常用的物态方程的似然度,包括APR,SLy4,DBHF,WFF1等。此外,借助大量的物态方程,本文检验了一些关于中子星转动惯量、潮汐形变参数以及致密度的普适性关系,并给出了适用于ANM EoS的最佳拟合。结合大量的计算实例,简要地给出了在中子星研究中减小插值致误差的物态分辨率标准,那就是,使用物态方程数据表时应确保在密度（1,10）ρ₀上不少于50个数据点,这里ρ₀是核饱和密度。