Les étoiles à neutrons sont les objets astrophysiques les plus petits et les plus denses avec des surfaces visibles dans l'Univers. Ils se forment après l'effondrement gravitationnel des noyaux de fer d'étoiles massives (d'une dizaine de masses solaires) en fin de leur évolution nucléaire. Nous pouvons observer ces effondrements comme des explosions de supernovae.

Les masses des étoiles à neutrons sont typiques des étoiles normales, environ une masse et demie solaire, mais leurs rayons sont extrêmement petits en comparaison des étoiles normales :ils sont compris entre dix et quinze kilomètres. En comparaison, le rayon du Soleil est d'environ 700, 000 km. Cela signifie que la densité de matière moyenne des étoiles à neutrons est quelques fois plus grande que la densité des noyaux atomiques, soit environ 1 milliard de tonnes par centimètre cube.

La matière des étoiles à neutrons est principalement constituée de neutrons rapprochés, et les forces répulsives entre les neutrons empêchent les étoiles à neutrons de s'effondrer dans un trou noir. La description quantitative théorique de ces forces répulsives n'est pas possible pour le moment, et c'est un problème fondamental de la physique nucléaire et de l'astrophysique. Ce problème est également connu sous le nom d'équation d'état du problème de la matière froide superdense. Les observations astrophysiques des étoiles à neutrons peuvent limiter les différents modèles théoriques existants de l'équation d'état, car les rayons des étoiles à neutrons dépendent des forces répulsives.

L'un des objets astrophysiques les plus appropriés pour les mesures de rayons d'étoiles à neutrons sont les étoiles à neutrons éclatées par rayons X. Ce sont des composants de systèmes binaires proches, ce qu'on appelle les binaires à rayons X de faible masse. Dans de tels systèmes, le composant secondaire, qui est une étoile normale de type solaire, perd sa matière, et l'étoile à neutrons accrète la matière. La matière s'écoule de l'étoile normale à la surface de l'étoile à neutrons. La gravité de surface sur une étoile à neutrons est très élevée, cent milliards de fois plus élevé qu'à la surface de la Terre. Par conséquent, les conditions d'explosion de la combustion thermonucléaire se présentent au fond de la matière fraîche accrétée. Ce sont ces explosions que nous observons sous forme d'éclairs de rayons X dans des binaires de rayons X de faible masse.

La durée de la plupart des flashs de rayons X est d'environ 10 à 100 secondes. Après le maximum, la luminosité des rayons X décroît de manière presque exponentielle. Une étoile à neutrons éclatante de rayons X émet comme un corps noir avec une certaine température (environ dix millions de degrés), et cette température diminue en même temps que la luminosité diminue. Mais le lien entre la luminosité et la température n'est pas figé. Elle dépend de la structure physique des couches supérieures de l'enveloppe émettrice de l'étoile à neutrons (l'atmosphère). Les atmosphères modèles des étoiles à neutrons éclatées par rayons X peuvent être calculées pour diverses masses et rayons de, ainsi que pour une luminosité de flash X donnée, et il y a quelque temps, les co-auteurs ont calculé la grille étendue de telles atmosphères modèles.

La comparaison de la diminution observationnelle conjointe de la température et de la luminosité des rayons X dans certains flashs de rayons X avec les prédictions du modèle permet de trouver la masse et le rayon d'une étoile à neutrons. Cette méthode, qui a été nommé la méthode de la queue de refroidissement, a été suggéré il y a plus de dix ans. Les auteurs de cette méthode sont Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev, et Klaus Werner, dont trois sont les co-auteurs de cette publication actuelle. Le développement ultérieur de cette approche et son application aux nombreux flashs de rayons X leur ont permis de limiter les rayons des étoiles à neutrons dans la plage de 11 à 13 km. Toutes les déterminations suivantes, comprenant une observation de la fusion de deux étoiles à neutrons par des détecteurs d'ondes gravitationnelles, a donné des valeurs à l'intérieur de cette plage.

Dans la méthode, les chercheurs ont supposé que l'étoile à neutrons ne tournait pas et avait une forme sphérique avec une distribution de température uniforme sur la surface. Mais les étoiles à neutrons dans les systèmes binaires considérés peuvent tourner rapidement avec une période typique de quelques millisecondes.

En particulier, l'étoile à neutrons à rotation la plus rapide du système 4U 1608-52 a une période de rotation de 0,0016 seconde. Les formes de ces étoiles à neutrons en rotation rapide sont loin d'être sphériques. Ils ont des rayons plus grands aux équateurs qu'aux pôles, et la gravité de surface et la température de surface sont plus grandes aux pôles qu'aux équateurs. Par conséquent, il existe des incertitudes systématiques dans la méthode de détermination des masses et des rayons des étoiles à neutrons. Les rayons des étoiles à neutrons obtenus peuvent être systématiquement surestimés en raison de leur rotation rapide.

Récemment Valery Suleimanov, Juri Poutanen, et Klaus Werner a développé une approche approximative rapide pour calculer les rayonnements émergents des étoiles à neutrons en rotation rapide. Ils ont étendu la méthode de refroidissement de la queue pour les flashs thermonucléaires sur les surfaces des étoiles à neutrons en rotation rapide. Cette méthode étendue a été appliquée au sursaut de rayons X à la surface de l'étoile à neutrons dans le système SAX 1810.8-2609, qui tourne avec la période d'environ 2 millisecondes.

L'étude a montré que le rayon de cette étoile à neutrons peut être surestimé sur une valeur comprise entre un et un demi-kilomètre en fonction de l'angle d'inclinaison de l'axe de rotation par rapport à la ligne de visée. Cela signifie que les corrections systématiques ne sont pas cruciales et peuvent être ignorées en première approximation. Le plan est d'appliquer cette méthode à l'étoile à neutrons à rotation la plus rapide du système 4U 1608-52.