Las estrellas de neutrones son los objetos astrofísicos más pequeños y densos con superficies visibles del Universo. Se forman después de colapsos gravitacionales de los núcleos de hierro de estrellas masivas (con masas de aproximadamente diez masas solares) al final de su evolución nuclear. Podemos observar estos colapsos como explosiones de supernovas.

Las masas de las estrellas de neutrones son típicas de las estrellas normales, aproximadamente una masa solar y media, pero sus radios son extremadamente pequeños en comparación con las estrellas normales:tienen entre diez y quince kilómetros. Para comparacion, el radio del Sol es de aproximadamente 700, 000 km. Significa que la densidad de materia promedio de las estrellas de neutrones es algunas veces mayor que la densidad de los núcleos atómicos, a saber, alrededor de mil millones de toneladas por centímetro cúbico.

La materia de la estrella de neutrones se compone principalmente de neutrones cercanos, y las fuerzas repulsivas entre neutrones evitan que las estrellas de neutrones colapsen en un agujero negro. La descripción cuantitativa teórica de estas fuerzas repulsivas no es posible por el momento, y es un problema fundamental de la física nuclear y la astrofísica. Este problema también se conoce como la ecuación de estado del problema de la materia fría superdensa. Las observaciones astrofísicas de estrellas de neutrones pueden limitar los diferentes modelos teóricos existentes de la ecuación de estado, porque los radios de las estrellas de neutrones dependen de las fuerzas repulsivas.

Uno de los objetos astrofísicos más adecuados para las mediciones de radios de estrellas de neutrones son las estrellas de neutrones que estallan en rayos X. Son componentes de sistemas binarios cercanos, los llamados binarios de rayos X de baja masa. En tales sistemas, el componente secundario, que es una estrella normal similar al sol, pierde su materia, y la estrella de neutrones acrecienta la materia. La materia fluye desde la estrella normal hacia la superficie de la estrella de neutrones. La gravedad de la superficie de una estrella de neutrones es muy alta, cien mil millones de veces más alto que en la superficie de la Tierra. Como resultado, las condiciones para la explosión de la combustión termonuclear surgen en el fondo de la materia acretada fresca. Son estas explosiones las que observamos como destellos de rayos X en binarios de rayos X de baja masa.

La duración de la mayoría de los destellos de rayos X es de aproximadamente 10 a 100 segundos. Después del máximo, el brillo de los rayos X decae casi exponencialmente. Una estrella de neutrones en explosión de rayos X emite como un cuerpo negro con algo de temperatura (unos diez millones de grados), y esta temperatura disminuye junto con la disminución del brillo. Pero la conexión entre el brillo y la temperatura no es fija. Depende de la estructura física de las capas superiores de la envoltura de la estrella de neutrones emisora ​​(la atmósfera). Las atmósferas modelo de estrellas de neutrones en explosión de rayos X se pueden calcular para varias masas y radios de, así como para un brillo de flash de rayos X determinado, y hace algún tiempo los coautores calcularon la cuadrícula extendida de tales atmósferas modelo.

La comparación de la disminución observacional conjunta de la temperatura y el brillo de los rayos X en algunos destellos de rayos X con las predicciones del modelo permite encontrar la masa y el radio de una estrella de neutrones. Este método, que se denominó método de cola de enfriamiento, se sugirió hace más de diez años. Los autores de este método son Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev, y Klaus Werner, tres de los cuales son coautores de esta publicación actual. Un mayor desarrollo de este enfoque y su aplicación a los numerosos destellos de rayos X les permitió limitar los radios de las estrellas de neutrones en el rango de 11 a 13 km. Todas las siguientes determinaciones, incluida una observación de la fusión de dos estrellas de neutrones mediante detectores de ondas gravitacionales, dio valores dentro de este rango.

En el método, los investigadores asumieron que la estrella de neutrones no está rotando y tiene una forma esférica con una distribución uniforme de temperatura sobre la superficie. Pero las estrellas de neutrones en los sistemas binarios considerados pueden girar rápidamente con el período típico de unos pocos milisegundos.

En particular, la estrella de neutrones de rotación más rápida del sistema 4U 1608-52 tiene un período de giro de 0,0016 segundos. Las formas de estas estrellas de neutrones que giran rápidamente están lejos de ser esféricas. Tienen radios más grandes en los ecuadores que en los polos, y la gravedad de la superficie y la temperatura de la superficie son mayores en los polos que en los ecuadores. Por lo tanto, Existen incertidumbres sistemáticas en el método de determinación de las masas y radios de las estrellas de neutrones. Los radios de estrellas de neutrones obtenidos pueden sobrestimarse sistemáticamente debido a su rápida rotación.

Recientemente Valery Suleimanov, Juri Poutanen, y Klaus Werner desarrolló un enfoque aproximado rápido para calcular las radiaciones emergentes de estrellas de neutrones que giran rápidamente. Ampliaron el método de la cola de enfriamiento para los destellos termonucleares en las superficies de las estrellas de neutrones que giran rápidamente. Este método extendido se aplicó a la explosión de rayos X en la superficie de la estrella de neutrones en el sistema SAX 1810.8-2609, que gira con un período de aproximadamente 2 milisegundos.

El estudio mostró que el radio de esta estrella de neutrones puede sobreestimarse en el valor en el rango de un kilómetro a medio, dependiendo del ángulo de inclinación del eje de rotación a la línea de visión. Significa que las correcciones sistemáticas no son cruciales y pueden ignorarse en la primera aproximación. El plan es aplicar este método a la estrella de neutrones de rotación más rápida del sistema 4U 1608-52.