喀山联邦大学 学分:喀山联邦大学 中子星是宇宙中最小、密度最大、表面可见的天体
它们是在大质量(质量约为10个太阳质量)恒星的铁核在它们的核演化末期发生重力坍缩后形成的
我们可以通过超新星爆炸来观察这些坍塌
中子星的质量是正常恒星的典型质量，约为太阳质量的1.5倍，但与正常恒星相比，它们的半径非常小——在10到15公里之间
相比之下，太阳的半径约为70万公里
这意味着中子星的平均物质密度比原子核的密度大几倍，即大约每立方厘米10亿吨
中子星物质主要由近距离中子组成，中子之间的排斥力防止中子星坍缩成黑洞
这些排斥力的理论定量描述目前是不可能的，这是核物理和天体物理学的一个基本问题
这个问题也被称为超稠密冷物质问题的状态方程
中子星的天体物理观测可以限制现有不同的状态方程理论模型，因为中子星半径取决于排斥力
最适合中子星半径测量的天体之一是x光爆发中子星
它们是封闭双星系统的组成部分，也就是所谓的低质量x光双星
在这样的系统中，次级成分，即一颗正常的类太阳恒星，失去了它的物质，中子星吸积了物质
物质从正常恒星流到中子星表面
中子星的表面重力非常高，比地球表面高一千亿倍
结果，热核燃烧爆炸的条件出现在新吸积物质的底部
我们观察到的这些爆炸是低质量x光双星中的x光闪光
大多数x光闪光的持续时间约为10至100秒
达到最大值后，x光亮度几乎呈指数衰减
一颗x光爆发中子星以黑体形式发射，具有一定的温度(约一千万度)，这个温度随着亮度的降低而降低
但是亮度和温度之间的关系不是固定的
它取决于发射中子星包层(大气)上层的物理结构
对于不同的质量和半径，以及给定的X射线闪光亮度，可以计算出X射线爆发中子星的模型大气。不久前，共同作者计算了这种模型大气的扩展网格
将一些x光闪光中的温度和x光亮度的联合观测下降与模型预测进行比较，可以找到中子星的质量和半径
这种方法被称为冷却尾法，是十多年前提出的
该方法的作者是瓦列里·苏莱曼诺夫、田中树·普塔宁、迈克·列夫尼夫采夫和克劳斯·沃纳，其中三人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光闪光中的应用使他们能够将中子星半径限制在11至13公里的范围内
以下所有测定，包括通过引力波探测器对两颗中子星合并的观察，给出了这个范围内的数值
在该方法中，研究人员假设中子星不旋转，呈球形，表面温度分布均匀
但是在所考虑的双星系统中，中子星可以以几毫秒的典型周期快速旋转
特别是4U 1608-52系统中旋转最快的中子星，其自旋周期为0
0016秒
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比在极点处的半径大，而在极点处的表面重力和表面温度比在赤道处的大
因此，中子星质量和半径的确定方法存在系统的不确定性
由于中子星的快速旋转，获得的中子星半径可能被系统地高估
最近，瓦列里·苏莱曼诺夫、田中树·普塔宁和克劳斯·沃纳发展了一种计算快速旋转中子星出射辐射的快速近似方法
他们扩展了快速旋转中子星表面热核闪光的冷却尾方法
这种扩展的方法被应用于SAX 1810系统中中子星表面的x光爆发
8-2609，它以大约2毫秒的周期旋转
研究表明，根据旋转轴与视线的夹角，这颗中子星的半径在1至半公里范围内可能被高估
这意味着系统校正并不重要，在一次近似中可以忽略
计划是将这种方法应用于4U 1608-52系统中旋转最快的中子星
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