中子星是宇宙中可見表面最小，最密集的天體物理物體。它們是在大質(zhì)量(約有十個(gè)太陽質(zhì)量)恒星的鐵核在其核演化結(jié)束時(shí)由于重力坍塌而形成的。我們可以將這些坍塌觀測為超新星爆炸。

中子星的質(zhì)量通常是普通恒星的質(zhì)量，大約是太陽質(zhì)量的一半，但是與普通恒星相比，它們的半徑非常小-它們在10至15公里之間。為了進(jìn)行比較，太陽的半徑約為700,000公里。這意味著中子星的平均物質(zhì)密度是原子核密度的幾倍，即每立方厘米約10億噸。

中子星物質(zhì)主要由近中子組成，中子之間的排斥力可防止中子星塌陷成黑洞。目前尚無法對這些排斥力進(jìn)行理論上的定量描述，這是核物理學(xué)和天體物理學(xué)的基本問題。這個(gè)問題也被稱為超稠密冷物質(zhì)問題的狀態(tài)方程。中子星的天體觀測可以限制狀態(tài)方程的現(xiàn)有不同理論模型，因?yàn)橹凶有堑陌霃饺Q于斥力。

X射線爆裂中子星是最適合中子星半徑測量的天體物理物體之一。它們是封閉的二進(jìn)制系統(tǒng)的組成部分，即所謂的低質(zhì)量X射線二進(jìn)制文件。在這樣的系統(tǒng)中，次要成分是正常的類似太陽的恒星，會失去其物質(zhì)，而中子星會吸收該物質(zhì)。物質(zhì)從正常恒星流到中子星表面。中子星的表面引力非常高，比地球表面高出千億倍。結(jié)果，在新鮮的堆積物的底部產(chǎn)生了使熱核燃燒爆炸的條件。這些爆炸是我們在低質(zhì)量X射線二進(jìn)制文件中X射線閃爍時(shí)觀察到的。

最多的X射線閃爍時(shí)間約為10到100秒。在達(dá)到最大值之后，X射線亮度幾乎呈指數(shù)衰減。X射線爆發(fā)的中子星在一定溫度(大約一千萬度)下以黑體的形式發(fā)射，該溫度隨著亮度的降低而降低。但是亮度和溫度之間的聯(lián)系不是固定的。它取決于發(fā)射中子星包殼(大氣層)上層的物理結(jié)構(gòu)?？梢葬槍Ω鞣N質(zhì)量和半徑以及給定的X射線閃光亮度來計(jì)算X射線爆裂中子星的模型大氣，不久前，合著者計(jì)算了此類模型大氣的擴(kuò)展網(wǎng)格。

將聯(lián)合觀測到的溫度降低和某些X射線閃光的X射線亮度與模型預(yù)測值進(jìn)行比較，可以找到中子星的質(zhì)量和半徑。這種方法被稱為冷卻尾部方法，是十多年前提出的。該方法的作者是Valery Suleimanov，Juri Poutanen，Mike Revnivtsev和Klaus Werner，其中三位是本出版物的合著者。這種方法的進(jìn)一步發(fā)展及其在許多X射線閃光中的應(yīng)用使他們能夠?qū)⒅凶有前霃较拗圃?1至13 km的范圍內(nèi)。以下所有確定，包括通過引力波探測器觀察到兩個(gè)中子星的合并，都得出了該范圍內(nèi)的值。

在該方法中，研究人員假設(shè)中子星沒有旋轉(zhuǎn)，而是球形，其表面溫度分布均勻。但是考慮中的雙星系統(tǒng)中的中子星可以在幾毫秒的典型周期內(nèi)快速旋轉(zhuǎn)。

特別是，系統(tǒng)4U 1608-52中最快旋轉(zhuǎn)的中子星具有0.0016秒的自旋周期。這種快速旋轉(zhuǎn)的中子星的形狀遠(yuǎn)非球形。它們在赤道處的半徑大于在極點(diǎn)處的半徑，并且兩極處的表面重力和表面溫度都比在赤道處大。因此，中子星質(zhì)量和半徑確定方法存在系統(tǒng)不確定性。所獲得的中子星半徑由于其快速旋轉(zhuǎn)而可能被系統(tǒng)地高估。

近日瓦列里Suleimanov，樹里Poutanen和克勞斯維爾納開發(fā)了計(jì)算的快速旋轉(zhuǎn)的中子星緊急輻射快速近似方法星星。他們將冷卻尾法擴(kuò)展到了快速旋轉(zhuǎn)的中子星表面上的熱核閃光。將此擴(kuò)展方法應(yīng)用于系統(tǒng)SAX 1810.8-2609中的中子星表面的X射線爆發(fā)，該系統(tǒng)以大約2毫秒的周期旋轉(zhuǎn)。

研究表明，根據(jù)旋轉(zhuǎn)軸與視線的傾斜角度，可以將中子星的半徑高估到1至半公里的范圍內(nèi)。這意味著系統(tǒng)校正并不重要，可以在第一近似中忽略。計(jì)劃將這種方法應(yīng)用于系統(tǒng)4U 1608-52中最快旋轉(zhuǎn)的中子星。