Neutronstjärnor är de minsta och tätaste astrofysiska objekten med synliga ytor i universum. De bildas efter gravitationskollapser av järnkärnorna i massiva (med massor av cirka tio solmassor) stjärnor i slutet av deras kärnkraftsutveckling. Vi kan observera dessa kollapser som supernovexplosioner.

Massorna av neutronstjärnor är typiska för normala stjärnor, ungefär en och en halv solmassa, men deras radier är extremt små i jämförelse med normala stjärnor — de är mellan tio och femton kilometer. För jämförelse, solens radie är cirka 700, 000 km. Det betyder att den genomsnittliga materiedensiteten för neutronstjärnor är några gånger större än densiteten för atomkärnor, nämligen cirka 1 miljard ton per kubikcentimeter.

Neutronstjärnans materia består huvudsakligen av näraliggande neutroner, och de frånstötande krafterna mellan neutroner hindrar neutronstjärnor från att kollapsa till ett svart hål. Teoretisk kvantitativ beskrivning av dessa frånstötande krafter är inte möjlig för tillfället, och det är ett grundläggande problem inom kärnfysiken och astrofysiken. Detta problem är också känt som tillståndsekvationen för problemet med superdens kall materia. Astrofysiska observationer av neutronstjärnor kan begränsa de existerande olika teoretiska modellerna av tillståndsekvationen, eftersom neutronstjärnans radier beror på repulsiva krafter.

Ett av de mest lämpliga astrofysiska objekten för mätningar av neutronstjärnas radier är röntgensprängande neutronstjärnor. De är komponenter i nära binära system, så kallade lågmassröntgenbinärer. I sådana system, den sekundära komponenten, som är en normal solliknande stjärna, förlorar sin sak, och neutronstjärnan skapar materia. Materien flyter från normalstjärnan till neutronstjärnans yta. Ytgravitationen på en neutronstjärna är mycket hög, hundra miljarder gånger högre än på jordens yta. Som ett resultat, förutsättningarna för exploderande termonukleär förbränning uppstår på botten av det färska anhopade materialet. Det är dessa explosioner som vi observerar när röntgenblixtar i röntgenbinärer med låg massa.

Varaktigheten av de flesta röntgenblixtar är cirka 10 till 100 sekunder. Efter maximalt, röntgenljusstyrkan avtar nästan exponentiellt. En röntgensprängande neutronstjärna sänder ut som en svart kropp med viss temperatur (cirka tio miljoner grader), och denna temperatur minskar samtidigt som ljusstyrkan minskar. Men sambandet mellan ljusstyrkan och temperaturen är inte fast. Det beror på den fysiska strukturen hos de övre skikten av den emitterande neutronstjärnans hölje (atmosfären). Modellatmosfärerna för röntgensprängande neutronstjärnor kan beräknas för olika massor och radier av, såväl som för en given röntgenblixtljusstyrka, och för en tid sedan beräknade medförfattarna det utökade rutnätet för sådana modellatmosfärer.

Jämförelsen av gemensam observationell minskning av temperaturen och röntgenljusstyrkan i vissa röntgenblixtar med modellförutsägelser gör det möjligt att hitta massan och radien för en neutronstjärna. Den här metoden, som fick namnet kylsvansmetoden, föreslogs för mer än tio år sedan. Författarna till denna metod är Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev, och Klaus Werner, varav tre är medförfattare till denna aktuella publikation. Ytterligare utveckling av detta tillvägagångssätt och dess tillämpning på de många röntgenblixtarna gjorde det möjligt för dem att begränsa neutronstjärnans radier i intervallet från 11 till 13 km. Alla följande bestämningar, inklusive en observation av sammanslagning av två neutronstjärnor med gravitationsvågsdetektorer, gav värden inom detta intervall.

I metoden, forskarna antog att neutronstjärnan inte roterar och har en sfärisk form med en jämn temperaturfördelning över ytan. Men neutronstjärnorna i de betraktade binära systemen kan rotera snabbt med den typiska perioden några millisekunder.

Särskilt, den snabbast roterande neutronstjärnan i systemet 4U 1608-52 har en snurrperiod på 0,0016 sekunder. Former av sådana snabbt roterande neutronstjärnor är långt ifrån sfäriska. De har större radier vid ekvatorerna än vid polerna, och ytgravitationen och yttemperaturen är större vid polerna än vid ekvatorerna. Därför, det finns systematiska osäkerheter i metoden för neutronstjärnmassorna och radiebestämningen. De erhållna neutronstjärnornas radier kan systematiskt överskattas på grund av deras snabba rotation.

Nyligen Valery Suleimanov, Juri Poutanen, och Klaus Werner utvecklade ett snabbt ungefärligt tillvägagångssätt för att beräkna den uppkommande strålningen från snabbt roterande neutronstjärnor. De utökade kylsvansmetoden för termonukleära blixtar på de snabbt roterande neutronstjärnytorna. Denna utökade metod tillämpades på röntgenskuren på neutronstjärnans yta i systemet SAX 1810.8-2609, som roterar med en period av cirka 2 millisekunder.

Studien visade att radien för denna neutronstjärna kan överskattas på värdet i intervallet från en till en halv kilometer beroende på rotationsaxelns lutningsvinkel mot siktlinjen. Det betyder att de systematiska korrigeringarna inte är avgörande och kan ignoreras i den första approximationen. Planen är att tillämpa denna metod på den snabbast roterande neutronstjärnan i systemet 4U 1608-52.