p Estrelas de nêutrons são os menores e mais densos objetos astrofísicos com superfícies visíveis no Universo. Eles se formam após colapsos gravitacionais dos núcleos de ferro de estrelas massivas (com cerca de dez massas solares) no final de sua evolução nuclear. Podemos observar esses colapsos como explosões de supernovas. p As massas das estrelas de nêutrons são típicas de estrelas normais, cerca de uma massa solar e meia, mas seus raios são extremamente pequenos em comparação com estrelas normais - eles têm entre dez e quinze quilômetros. Para comparação, o raio do Sol é de cerca de 700, 000 km. Isso significa que a densidade média da matéria das estrelas de nêutrons é algumas vezes maior do que a densidade dos núcleos atômicos, ou seja, cerca de 1 bilhão de toneladas por centímetro cúbico.

p A matéria da estrela de nêutrons consiste principalmente de nêutrons próximos, e as forças repulsivas entre os nêutrons impedem que as estrelas de nêutrons entrem em colapso em um buraco negro. A descrição teórica quantitativa dessas forças repulsivas não é possível no momento, e é um problema fundamental da física nuclear e da astrofísica. Este problema também é conhecido como a equação de estado do problema da matéria fria superdensa. As observações astrofísicas de estrelas de nêutrons podem limitar os diferentes modelos teóricos existentes da equação de estado, porque os raios da estrela de nêutrons dependem das forças repulsivas.

p Um dos objetos astrofísicos mais adequados para medições de raios de estrelas de nêutrons são estrelas de nêutrons explosivas de raios-X. Eles são componentes de sistemas binários próximos, os chamados binários de raios-X de baixa massa. Em tais sistemas, o componente secundário, que é uma estrela semelhante ao solar normal, perde sua matéria, e a estrela de nêutrons acrescenta a matéria. A matéria flui da estrela normal para a superfície da estrela de nêutrons. A gravidade da superfície de uma estrela de nêutrons é muito alta, cem bilhões de vezes mais alto do que na superfície da Terra. Como resultado, as condições para a explosão da queima termonuclear surgem no fundo da nova matéria agregada. São essas explosões que observamos como flashes de raios-X em binários de raios-X de baixa massa.

p A duração da maioria dos flashes de raios-X é de cerca de 10 a 100 segundos. Após o máximo, o brilho do raio X decai quase exponencialmente. Uma estrela de nêutrons em explosão de raios-X emite como um corpo negro com alguma temperatura (cerca de dez milhões de graus), e esta temperatura diminui junto com a diminuição do brilho. Mas a conexão entre o brilho e a temperatura não é fixa. Depende da estrutura física das camadas superiores do envelope da estrela de nêutrons emissores (a atmosfera). As atmosferas modelo de estrelas de nêutrons em explosão de raios-X podem ser calculadas para várias massas e raios de, bem como para um determinado brilho de flash de raio-X, e há algum tempo os co-autores calcularam a grade estendida de tais modelos de atmosfera.

p A comparação da diminuição observacional conjunta da temperatura e do brilho de raios-X em alguns flashes de raios-X com as previsões do modelo permite encontrar a massa e o raio de uma estrela de nêutrons. Este método, que foi chamado de método de cauda de resfriamento, foi sugerido há mais de dez anos. Os autores deste método são Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev, e Klaus Werner, três dos quais são co-autores desta publicação atual. O desenvolvimento posterior desta abordagem e sua aplicação aos muitos flashes de raios-X permitiu-lhes limitar os raios das estrelas de nêutrons na faixa de 11 a 13 km. Todas as seguintes determinações, incluindo uma observação da fusão de duas estrelas de nêutrons por detectores de ondas gravitacionais, deu valores dentro deste intervalo.

p No método, os pesquisadores presumiram que a estrela de nêutrons não está girando e tem uma forma esférica com uma distribuição uniforme de temperatura na superfície. Mas as estrelas de nêutrons nos sistemas binários considerados podem girar rapidamente com o período típico de alguns milissegundos.

p Em particular, a estrela de nêutrons de rotação mais rápida no sistema 4U 1608-52 tem um período de spin de 0,0016 segundos. As formas dessas estrelas de nêutrons em rotação rápida estão longe de ser esféricas. Eles têm raios maiores nos equadores do que nos pólos, e a gravidade da superfície e a temperatura da superfície são maiores nos pólos do que nos equadores. Portanto, existem incertezas sistemáticas no método de determinação das massas e raios das estrelas de nêutrons. Os raios da estrela de nêutrons obtidos podem ser sistematicamente superestimados devido à sua rápida rotação.

p Recentemente Valery Suleimanov, Juri Poutanen, e Klaus Werner desenvolveu uma abordagem aproximada rápida para calcular as radiações emergentes de estrelas de nêutrons em rotação rápida. Eles estenderam o método da cauda de resfriamento para flashes termonucleares nas superfícies de estrelas de nêutrons em rotação rápida. Este método estendido foi aplicado à explosão de raios-X na superfície da estrela de nêutrons no sistema SAX 1810.8-2609, que está girando com o período de cerca de 2 milissegundos.

p O estudo mostrou que o raio desta estrela de nêutrons pode ser superestimado em um valor na faixa de um a meio quilômetro dependendo do ângulo de inclinação do eixo de rotação em relação à linha de visão. Isso significa que as correções sistemáticas não são cruciais e podem ser ignoradas na primeira aproximação. O plano é aplicar este método à estrela de nêutrons de rotação mais rápida do sistema 4U 1608-52.