中国科学院現代物理学研究所の科学者が率いる天体物理学者のグループ
中性子星のエンベロープでは、ヒ素の同位体とセレンは、ゲルマニウム原子による陽子の連続捕獲の過程で合成されます。彼らの研究では、科学者たちは、密度に依存する中間子-核子結合を伴う相対論的ハートリー-ボゴリュボフ理論から導き出された、ヒ素の新しくより正確な陽子しきい値を使用しました。
研究者たちは、中性子星の密集した殻の中で、伴星の質量は、極限状態が観測されます。太陽の核の密度の6,600倍、そして温度は私たちの星の中心の130倍の大きさになります。軽い原子核は重い原子核と融合し、重い原子核は融合します追加の陽子とアルファ粒子を捕捉します。
合成中に大量のエネルギーの量、著者は指摘します。これらのプロセスは、星の表面からの高エネルギーX線のバーストとして観察できます。降着が続くと（コンパニオンスターの質量を捉える）、バーストが繰り返されます。このようなプロセスの最も有名な例の1つは、GS 1826–24X線バースターです。
画像：LUNingとLAMYi Hua
研究者は、速度がヒ素の核反応の過程は、特に後の段階で、多数の重い原子核が殻に蓄積するときに、バースターからのX線バーストの明るさと時間の変化に影響を与えます。この論文の著者は、新しい推定により、周期的なX線バーストの流体力学の理解を明確にし、深めることができると信じています。
研究者はまた、計算が中性子星の質量と半径の比率の推定に重大な影響を及ぼし、これは高密度コアの状態方程式に制限を課します。彼らの研究では、研究者たちは中性子星GS 1826–24の半径と質量の間の新しい比率を計算しました。これらのデータは、重力波天文学で使用できます。
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