Neutronensterren zijn de kleinste en dichtste astrofysische objecten met zichtbare oppervlakken in het heelal. Ze vormen na het instorten door de zwaartekracht van de ijzeren kernen van massieve (met massa's van ongeveer tien zonsmassa's) sterren aan het einde van hun nucleaire evolutie. We kunnen deze instortingen waarnemen als supernova-explosies.

De massa's van neutronensterren zijn typisch voor normale sterren, ongeveer anderhalve zonnemassa, maar hun stralen zijn extreem klein in vergelijking met normale sterren - ze zijn tussen de tien en vijftien kilometer. Ter vergelijking, de straal van de zon is ongeveer 700, 000 km. Het betekent dat de gemiddelde materiedichtheid van neutronensterren een paar keer groter is dan de dichtheid van atoomkernen, namelijk ongeveer 1 miljard ton per kubieke centimeter.

De materie van de neutronensterren bestaat voornamelijk uit close-up neutronen, en de afstotende krachten tussen neutronen voorkomen dat neutronensterren instorten in een zwart gat. Theoretische kwantitatieve beschrijving van deze afstotende krachten is momenteel niet mogelijk, en het is een fundamenteel probleem van de kernfysica en astrofysica. Dit probleem staat ook bekend als de toestandsvergelijking van het superdense koude-materieprobleem. Astrofysische waarnemingen van neutronensterren kunnen de bestaande verschillende theoretische modellen van de toestandsvergelijking beperken, omdat de stralen van de neutronenster afhankelijk zijn van de afstotende krachten.

Een van de meest geschikte astrofysische objecten voor het meten van de radii van neutronensterren zijn neutronensterren die met röntgenstraling uitbarsten. Ze zijn componenten van nauwe binaire systemen, zogenaamde lage-massa X-ray binaries. In dergelijke systemen, de secundaire component, die een normale zonne-achtige ster is, zijn zaak verliest, en de neutronenster vergroot de materie. De materie stroomt van de normale ster naar het oppervlak van de neutronenster. De oppervlaktezwaartekracht van een neutronenster is erg hoog, honderd miljard keer hoger dan op het aardoppervlak. Als resultaat, de voorwaarden voor exploderende thermonucleaire verbranding ontstaan ​​op de bodem van de verse aangegroeide materie. Het zijn deze explosies die we waarnemen als röntgenflitsen in röntgendubbelsterren met een lage massa.

De duur van de meeste röntgenflitsen is ongeveer 10 tot 100 seconden. Na het maximum, de helderheid van de röntgenstraling neemt bijna exponentieel af. Een met röntgenstralen uitbarstende neutronenster straalt uit als een zwart lichaam met een bepaalde temperatuur (ongeveer tien miljoen graden), en deze temperatuur neemt af samen met de afnemende helderheid. Maar het verband tussen de helderheid en de temperatuur ligt niet vast. Het hangt af van de fysieke structuur van de bovenste lagen van de emitterende neutronensterenvelop (de atmosfeer). De modelatmosferen van röntgenuitbarstende neutronensterren kunnen worden berekend voor verschillende massa's en stralen van, evenals voor een bepaalde röntgenflitshelderheid, en enige tijd geleden hebben de co-auteurs het uitgebreide raster van dergelijke modelatmosferen berekend.

De vergelijking van de gezamenlijke waarnemingsdaling van de temperatuur en de röntgenhelderheid in sommige röntgenflitsen met de modelvoorspellingen maakt het mogelijk om de massa en straal van een neutronenster te vinden. Deze methode, die de koelstaartmethode werd genoemd, meer dan tien jaar geleden werd voorgesteld. De auteurs van deze methode zijn Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev, en Klaus Werner, drie van hen zijn de co-auteurs van deze huidige publicatie. Verdere ontwikkeling van deze benadering en de toepassing ervan op de vele röntgenflitsen stelde hen in staat de stralen van de neutronenster te beperken in het bereik van 11 tot 13 km. Alle volgende bepalingen, inclusief een observatie van het samensmelten van twee neutronensterren door zwaartekrachtgolfdetectoren, gaf waarden binnen dit bereik.

Bij de methode, de onderzoekers gingen ervan uit dat de neutronenster niet roteert en een bolvorm heeft met een gelijkmatige temperatuurverdeling over het oppervlak. Maar de neutronensterren in de beschouwde binaire systemen kunnen snel roteren met een typische periode van enkele milliseconden.

Vooral, de snelst roterende neutronenster in het systeem 4U 1608-52 heeft een spinperiode van 0,0016 seconden. De vormen van zulke snel roterende neutronensterren zijn verre van bolvormig. Ze hebben grotere stralen op de evenaars dan op de polen, en de oppervlaktezwaartekracht en de oppervlaktetemperatuur zijn groter aan de polen dan aan de evenaars. Daarom, er zijn systematische onzekerheden in de methode van de neutronenstermassa's en radiibepaling. De verkregen neutronensterstralen kunnen systematisch worden overschat vanwege hun snelle rotatie.

Onlangs Valery Suleimanov, Juri Poutanen, en Klaus Werner ontwikkelde een snelle benadering voor het berekenen van de opkomende straling van snel roterende neutronensterren. Ze breidden de koelstaartmethode uit voor thermonucleaire flitsen op de snel roterende neutronensteroppervlakken. Deze uitgebreide methode werd toegepast op de röntgenuitbarsting op het oppervlak van de neutronenster in het systeem SAX 1810.8-2609, die roteert met een periode van ongeveer 2 milliseconden.

Uit het onderzoek bleek dat de straal van deze neutronenster kan worden overschat op de waarde in het bereik van een tot een halve kilometer, afhankelijk van de hellingshoek van de rotatie-as tot de zichtlijn. Het betekent dat de systematische correcties niet cruciaal zijn en in de eerste benadering kunnen worden genegeerd. Het plan is om deze methode toe te passen op de snelst roterende neutronenster in het systeem 4U 1608-52.