Metode foreslået til mere nøjagtige bestemmelser af neutronstjerneradier

Neutronstjerner er de mindste og tætteste astrofysiske objekter med synlige overflader i universet. De dannes efter gravitationssammenbrud af jernkerner af massive (med masser omkring ti solmasser) stjerner i slutningen af ​​deres nukleare udvikling. Vi kan observere disse kollapser som supernovaeksplosioner.

Masserne af neutronstjerner er typiske for normale stjerner, omkring halvanden solmasse, men deres radier er ekstremt små i sammenligning med normale stjerner - de er mellem ti og femten kilometer. Til sammenligning, Solens radius er omkring 700, 000 km. Det betyder, at neutronstjernernes gennemsnitlige stoftæthed er et par gange større end tætheden af ​​atomkerner, nemlig omkring 1 milliard tons per kubikcentimeter.

Neutronstjernestoffet består hovedsageligt af nærliggende neutroner, og de frastødende kræfter mellem neutroner forhindrer neutronstjerner i at kollapse i et sort hul. Teoretisk kvantitativ beskrivelse af disse frastødende kræfter er ikke mulig i øjeblikket, og det er et grundlæggende problem for kernefysikken og astrofysikken. Dette problem er også kendt som tilstandsligningen for problemet med supertæt koldt stof. Astrofysiske observationer af neutronstjerner kan begrænse de eksisterende forskellige teoretiske modeller af tilstandsligningen, fordi neutronstjerneradierne afhænger af frastødningskræfterne.

Et af de bedst egnede astrofysiske objekter til målinger af neutronstjerneradier er røntgensprængende neutronstjerner. De er komponenter i tætte binære systemer, såkaldte lavmasse røntgenbinære. I sådanne systemer, den sekundære komponent, som er en normal sol-lignende stjerne, taber sin sag, og neutronstjernen tilfører stoffet. Stoffet flyder fra normalstjernen til neutronstjernens overflade. Overfladetyngdekraften på en neutronstjerne er meget høj, hundrede milliarder gange højere end på jordens overflade. Som resultat, betingelserne for eksploderende termonuklear afbrænding opstår på bunden af ​​det friske ophobede stof. Det er disse eksplosioner, vi observerer som røntgenglimt i lavmasse røntgenbinære.

Varigheden af ​​de fleste røntgenglimt er omkring 10 til 100 sekunder. Efter det maksimale, røntgenlysstyrken falder næsten eksponentielt. En røntgensprængende neutronstjerne udsender som et sort legeme med en vis temperatur (ca. ti millioner grader), og denne temperatur falder samtidig med, at lysstyrken falder. Men sammenhængen mellem lysstyrken og temperaturen ligger ikke fast. Det afhænger af den fysiske struktur af de øverste lag af den emitterende neutronstjernehylster (atmosfæren). Modelatmosfærerne af røntgensprængende neutronstjerner kan beregnes for forskellige masser og radier af, såvel som for en given røntgenblitzlysstyrke, og for nogen tid siden beregnede medforfatterne det udvidede gitter af sådanne modelatmosfærer.

Sammenligningen af ​​fælles observationelle fald i temperaturen og røntgenlysstyrken i nogle røntgenglimt med modelforudsigelserne gør det muligt at finde massen og radius af en neutronstjerne. Denne metode, som blev kaldt kølehalemetoden, blev foreslået for mere end ti år siden. Forfatterne af denne metode er Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev, og Klaus Werner, hvoraf tre er medforfattere til denne aktuelle publikation. Yderligere udvikling af denne tilgang og dens anvendelse på de mange røntgenglimt gjorde det muligt for dem at begrænse neutronstjerneradierne i området fra 11 til 13 km. Alle følgende bestemmelser, herunder en observation af sammensmeltningen af ​​to neutronstjerner ved hjælp af gravitationsbølgedetektorer, gav værdier inden for dette interval.

I metoden forskerne antog, at neutronstjernen ikke roterer og har en sfærisk form med en ensartet temperaturfordeling over overfladen. Men neutronstjernerne i de betragtede binære systemer kan rotere hurtigt med den typiske periode på et par millisekunder.

I særdeleshed, den hurtigst roterende neutronstjerne i systemet 4U 1608-52 har en spinperiode på 0,0016 sekunder. Former af sådanne hurtigt roterende neutronstjerner er langt fra sfæriske. De har større radier ved ækvator end ved polerne, og overfladetyngdekraften og overfladetemperaturen er større ved polerne end ved ækvatorerne. Derfor, der er systematiske usikkerheder i metoden til neutronstjernemasserne og radiusbestemmelsen. De opnåede neutronstjerneradier kan systematisk overvurderes på grund af deres hurtige rotation.

For nylig Valery Suleimanov, Juri Poutanen, og Klaus Werner udviklede en hurtig tilnærmet tilgang til beregning af de nye strålinger fra hurtigt roterende neutronstjerner. De udvidede kølehalemetoden til termonukleare blink på de hurtigt roterende neutronstjerneoverflader. Denne udvidede metode blev anvendt på røntgenudbruddet på overfladen af ​​neutronstjernen i systemet SAX 1810.8-2609, som roterer med perioden på omkring 2 millisekunder.

Undersøgelsen viste, at radius af denne neutronstjerne kan overvurderes på værdien i området fra en til en halv kilometer afhængigt af hældningsvinklen af ​​rotationsaksen til sigtelinjen. Det betyder, at de systematiske korrektioner ikke er afgørende og kan ignoreres i den første tilnærmelse. Planen er at anvende denne metode på den hurtigst roterende neutronstjerne i systemet 4U 1608-52.