X-ray bursts as a tool to constrain the equation of state of the ultra-dense matter inside neutron stars

Abstract

Neutron stars are one of the most dense objects in the Universe. However, the exact description of the equation of state (EoS) of the cold ultra-dense matter inside them is still a mystery. In this thesis, we measure the size of some neutron stars using astrophysical observations of X-ray bursts that are produced by thermonuclear runaways in the uppermost layers of the star. By measuring the size, we can then set constraints on the nuclear physics of the interiors and ultimately on the EoS of the cold dense matter.

The size measurements are done by comparing the cooling of the neutron star surfaces after the bursts to theoretical atmosphere model calculations. Hence, accurate modeling of the emergent radiation from the atmospheres is needed. In the first part of this thesis, I have studied how the emergent spectra differ if the atmosphere is enriched with nuclear burning ashes from the bursts. This gives us new tools to understand and interpret the X-ray burst observations. In addition, I have shown how the emerging radiation is modified when it originates from rapidly rotating oblate neutron stars.

Furthermore, we must also be careful in selecting only those bursts that are not influenced by the infalling material. In the second part of the thesis, I have focused on studying the astrophysical environments of the X-ray bursts in order to quantify the effect of accretion on the mass and radius measurements. Importantly, it is shown that only the bursts that occur during the low-accretion-rate (hard) state can be used for the size determination because otherwise the accretion flow might influence the cooling of the stellar surface.

After taking these steps into account, it is possible to set constraints on the mass, radius, distance, and atmosphere composition of neutron stars exhibiting X-ray bursts. In the third part of the thesis, I have used the aforementioned models and methods to constrain the mass and radius of neutron stars using the hard state X-ray bursts. The method has been applied to three neutrons stars in low-mass X-ray binary systems 4U 1702-429, 4U 1724-307, and SAX J1810.8-260 for which the radius is measured to be between 10.9 - 12.4 km (68% credibility). The newly computed atmosphere models have also been used to detect a presence of burning ashes in the atmosphere of the neutron star in HETE J1900.1-2455. Later on, an improved Bayesian method of fitting the atmosphere models directly to the observed spectra has also improved the radius constraints of 4U 1702-429 to R = 12.4 +- 0.4 km (68% credibility). These results are in a good agreement with the current nuclear physical predictions and demonstrate how astrophysical measurements can be used to gauge the unknown nuclear physics of neutron stars.

Neutronitähdet ovat universumimme tiheimpiä tähtiä. Niiden sisältämän erittäin tiheän kylmän aineen tilanyhtälö ja tarkka käyttäytyminen ovat kuitenkin vielä tuntemattomia. Tässä väitöskirjassa näytän kuinka kaukaisenkin neutronitähden koko voidaan mitata hyödyntäen niin kutsuttujen röntgenpurkausten lähettämää säteilyä. Röntenpurkaukset saavat alkunsa termisestä fuusioreaktiosta joka tuottaa valtaisan räjähdyksen tähden pintakerroksissa. Mittaamalla ja mallintamalla näistä purkauksista syntyvää säteilyä, saamme tietoa neutronitähtien sisältämän aineen käyttäytymisestä ja siten myös kylmän tiheän aineen tilanyhtälöstä.

Mittaukset tehdään vertaamalla neutronitähtien pinnalta alkunsa saavaa säteilyä teoreettisiin ilmakehämalleihin jotka ennustavat kuinka pinnan tulisi jäähtyä purkausten jälkeen. Tämän takia tarvitsemme tarkkoja malleja säteilyn kulusta ilmakehässä. Ensimmäisessä osassa väitöskirjaani olen tutkinut kuinka ilmakehässä olevat raskaat fuusioreaktioissa syntyneet alkuaineet vaikuttavat tämän säteilyn etenemiseen ilmakehän plasmassa. Tämä auttaa meitä ymmärtämään ja tulkitsemaan myös röntgenpurkauksista tehtyjä havaintoja. Lisäksi olen näyttänyt kuinka havaittu säteily muuttuu, kun se saa alkunsa erittäin nopeasti pyörivästä ja navoiltaan litistyneestä neutronitähdestä.

Tarkkojen ilmakehämallien lisäksi meidän täytyy myös ymmärtää mitä neutronitähden ympärillä tapahtuu. Väitöskirjani toisessa osassa tutkin kuinka ympäristö voi vaikuttaa herkkiin tähden säteen mittauksiin, koska joskus neutronitähden pinnalle putoava materia voi häiritä mittauksia. Tärkein löydöksemme on, että säteen luotettavaan mittaamiseen voidaan käyttää vain sellaisia purkauksia, jotka tapahtuvat kun putoavaa materiaa on erittäin vähän.

Kun edellä mainitut seikat huomioidaan on mahdollista mitata neutronitähden koko, etäisyys, ja ilmakehän koostumus vertaamalla oikeiden, havaittujen röntgenpurkausten jäähtymistä mallien ennusteisiin. Viimeisessä osassa väitöskirjaani olen tutkinut kolmen eri neutronitähden röntgenpurkausten säteilyä. Kyseiset neutronitähdet sijaitsevat kaksoistähtijärjestelmissä 4U 1702-429, 4U 1724-307, ja SAX J1810.8-260. Kyseisten neutronitähtien säde on mittauksieni mukaan 10.9 ja 12.4 km välillä (68% luottamustaso). Uusien ilmakehämallien avulla olemme myös todistaneet, että kaksoistähtijärjestelmässä HETE J1900.1-2455 sijaitsevan neutronitähden pintakerrokset sisältävät fuusioreaktion aikana syntyneitä raskaita alkuaineita. Kehitin myös uudenlaisen Bayesilaisen metodin, jossa ilmakehämalleja voidaan sovittaa suoraan röntgenpurkauksista tehtyihin havaintoihin. Tätä metodia käyttäen mittasin 4U 1724-429:ssä sijaitsevan neutronitähden säteeksi R=12.4 +- 0.4 km (68% luottamustaso). Nämä uudet tulokset ovat sopusoinnussa uusien ydinfysikaalisten ennusteiden kanssa. Lisäksi ne näyttävät kuinka astrofysikaalisia mittauksia voidaan käyttää apuna ydinfysiikan tutkimuksessa.