Menu
wykorzystujac rownanie
WYKORZYSTUJĄC RÓWNANIE STANU MATERII SUPERGĘSTEJ EOS, astrofizycy potrafią obliczyć promień R gwiazdy dziwnej czerwony i gwiazdy neutronowej niebieski w funkcji jej masy M. R jest promieniem, jaki zmierzyłby obserwator, który analizuje promieniowanie gwiazdy z dużej odległości. Ponieważ nie znamy dokładnie EOS dla gęstości większej od gęstości jąder atomowych 3 x 1014 gcm3, przy każdej masie dopuszczalny jest pewien przedział promieni szerokość kolorowego paska odpowiada niepewności przewidywań teoretycznych. Widać jednak wyraźnie, że obiekt o promieniu mniejszym niż 10 km nie jest gwiazdą neutronową. Znalazłszy taki obiekt, możemy być pewni, że to gwiazda dziwna. Odmienne właściwości gwiazd neutronowych i dziwnych znajdują odbicie w różnicy zależności promienia obiektu od masy ilustracja powyżej. Przy masie większej.neutronowej.