为更准确地确定中子星半径而提出的方法

中子星是宇宙中可见表面最小，最密集的天体物理物体。它们是在大质量(约有十个太阳质量)恒星的铁核在其核演化结束时由于重力坍塌而形成的。我们可以将这些坍塌观测为超新星爆炸。

中子星的质量通常是普通恒星的质量，大约是太阳质量的一半，但是与普通恒星相比，它们的半径非常小-它们在10至15公里之间。为了进行比较，太阳的半径约为700,000公里。这意味着中子星的平均物质密度是原子核密度的几倍，即每立方厘米约10亿吨。

中子星物质主要由近中子组成，中子之间的排斥力可防止中子星塌陷成黑洞。目前尚无法对这些排斥力进行理论上的定量描述，这是核物理学和天体物理学的基本问题。这个问题也被称为超稠密冷物质问题的状态方程。中子星的天体观测可以限制状态方程的现有不同理论模型，因为中子星的半径取决于斥力。

X射线爆裂中子星是最适合中子星半径测量的天体物理物体之一。它们是封闭的二进制系统的组成部分，即所谓的低质量X射线二进制文件。在这样的系统中，次要成分是正常的类似太阳的恒星，会失去其物质，而中子星会吸收该物质。物质从正常恒星流到中子星表面。中子星的表面引力非常高，比地球表面高出千亿倍。结果，在新鲜的堆积物的底部产生了使热核燃烧爆炸的条件。这些爆炸是我们在低质量X射线二进制文件中X射线闪烁时观察到的。

最多的X射线闪烁时间约为10到100秒。在达到最大值之后，X射线亮度几乎呈指数衰减。X射线爆发的中子星在一定温度(大约一千万度)下以黑体的形式发射，该温度随着亮度的降低而降低。但是亮度和温度之间的联系不是固定的。它取决于发射中子星包壳(大气层)上层的物理结构。可以针对各种质量和半径以及给定的X射线闪光亮度来计算X射线爆裂中子星的模型大气，不久前，合著者计算了此类模型大气的扩展网格。

将联合观测到的温度降低和某些X射线闪光的X射线亮度与模型预测值进行比较，可以找到中子星的质量和半径。这种方法被称为冷却尾部方法，是十多年前提出的。该方法的作者是Valery Suleimanov，Juri Poutanen，Mike Revnivtsev和Klaus Werner，其中三位是本出版物的合著者。这种方法的进一步发展及其在许多X射线闪光中的应用使他们能够将中子星半径限制在11至13 km的范围内。以下所有确定，包括通过引力波探测器观察到两个中子星的合并，都得出了该范围内的值。

在该方法中，研究人员假设中子星没有旋转，而是球形，其表面温度分布均匀。但是考虑中的双星系统中的中子星可以在几毫秒的典型周期内快速旋转。

特别是，系统4U 1608-52中最快旋转的中子星具有0.0016秒的自旋周期。这种快速旋转的中子星的形状远非球形。它们在赤道处的半径大于在极点处的半径，并且两极处的表面重力和表面温度都比在赤道处大。因此，中子星质量和半径确定方法存在系统不确定性。所获得的中子星半径由于其快速旋转而可能被系统地高估。

近日瓦列里Suleimanov，树里Poutanen和克劳斯维尔纳开发了计算的快速旋转的中子星紧急辐射快速近似方法星星。他们将冷却尾法扩展到了快速旋转的中子星表面上的热核闪光。将此扩展方法应用于系统SAX 1810.8-2609中的中子星表面的X射线爆发，该系统以大约2毫秒的周期旋转。

研究表明，根据旋转轴与视线的倾斜角度，可以将中子星的半径高估到1至半公里的范围内。这意味着系统校正并不重要，可以在第一近似中忽略。计划将这种方法应用于系统4U 1608-52中最快旋转的中子星。

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