X線バースター – 日本語百科事典辞書

X-ray_burster
X線バースターは、電磁スペクトルのX線領域でピークに達する光度の周期的かつ急速な増加（通常は10倍以上）を示すX線連星の1つのクラスです。これらの天体物理学システムは、蓄積するコンパクトなオブジェクトと、主系列星のコンパニオン「ドナー」星で構成されています。X線連星システムのコンパクトオブジェクトは、中性子星またはブラックホールのいずれかで構成されています。しかし、X線バーストの放出により、ブラックホールがあるため、コンパニオンスターはすぐに中性子星として分類できます。表面とのすべての必要はありません降着過去材料が消滅イベント地平線を。ドナー星の質量は中性子星の表面に落下し、そこで水素がヘリウムに融合し、ヘリウムが一気に融合してX線を生成するまで蓄積します。
ドナー星の質量は（10の以上の高質量のいずれかとしてシステムを分類するために使用される太陽質量（M ☉））または低質量（1未満 M ☉それぞれHMXBとLMXB、と略記する）X線バイナリ、。X線バースターは他のX線過渡源（X線パルサーや軟X線過渡）とは観測的に異なり、急激な立ち上がり時間（1〜10秒）とそれに続くスペクトル軟化（黒体を冷却する特性）を示します。）。個々のバーストエネルギーは、中性子星への定常降着の10 32ジュールのオーダーである定常光度と比較して、10 32〜33 ジュールの積分フラックスによって特徴付けられます。そのため、バーストフラックスと持続フラックスの比率αは10から10 3の範囲ですが、通常は100のオーダーです。これらのシステムのほとんどから放出されるX線バーストはタイムスケールで繰り返されます。一部のシステムではより長い再発時間が示され、5〜20分の再発時間の弱いバーストはまだ説明されていませんが、あまり一般的ではない場合に観察されます。略語XRBは、オブジェクト（X線バースター）または関連する放射（X線バースト）のいずれかを指します。XRBには、IとIIの2種類がタイプIはタイプIIよりもはるかに一般的であり、明らかに異なる原因がタイプIは熱核の暴走によって引き起こされ、タイプIIは重力エネルギーの放出によって引き起こされます。

コンテンツ
1 熱核バースト天体物理学
2 バーストの観察
3 天文学への応用
4 も参照してください
5 参考文献

熱核バースト天体物理学
星場合は、バイナリがその埋めロッシュローブを（いずれかによる非常に近いそのコンパニオンにあることや、比較的大きな半径を有するまで）、それはその中性子星仲間の方に流れている、問題失い始めます。星はまた、そのエディントン光度を超えることによって、または強い恒星風によって質量損失を受ける可能性があり、この物質の一部は、中性子星に重力で引き付けられる可能性が短い公転周期と大規模なパートナー星の状況では、これらのプロセスの両方が、コンパニオンから中性子星への物質の移動に寄与する可能性がどちらの場合も、落下する物質はパートナー星の表層に由来し、水素とヘリウムが豊富です。物質は、最初のラグランジュ点（L1）の場所でもある2つのロッシュローブの交差点でドナーからアキュレーターに流れます。共通の重心の周りの2つの星の回転のために、材料は次に、アキュレーターに向かって移動するジェットを形成します。コンパクト星は重力場が大きいため、中性子星に向かって高速かつ角運動量で落下します。ただし、角運動量により、付着する星の表面にすぐに結合することはできません。それは、軌道軸の平面内で降着円盤を周回し続け、途中で他の降着物質と衝突し、それによってエネルギーを失い、そうすることで、同じく軌道軸の平面上にある降着円盤を形成する。X線バースターでは、この物質は中性子星の表面に付着し、そこで高密度の層を形成します。ほんの数時間の蓄積と重力圧縮の後、核融合がこの問題で始まります。これは安定したプロセス、高温のCNOサイクルとして始まりますが、継続的な降着は物質の縮退した殻を引き起こし、温度が上昇します（1×10 9ケルビン以上）が、これは熱力学的条件を緩和しません。これにより、トリプルαサイクルがすぐに優先され、Heフラッシュが発生します。このフラッシュによって提供される追加のエネルギーにより、CNO燃焼が熱核暴走に突入することができます。バーストの初期段階にはalpha-pプロセスがあり、これはすぐにrpプロセスになります。元素合成はA = 100まで進行する可能性がありますが、Te107で確実に終了することが示されました。数秒以内に、付着した物質のほとんどが燃焼し、X線（またはガンマ線）望遠鏡で観察できる明るいX線フラッシュに電力を供給します。理論は、着火状態、放出されるエネルギー、再発など、バーストの変動を引き起こすいくつかの燃焼レジームがあり、付着物質とバースト灰の両方の核組成によって引き起こされるレジームがあることを示唆しています。これは主に水素、ヘリウム、または炭素の含有量に依存します。カーボン点火は、非常にまれな「スーパーバースト」の原因でもある可能性が
X線バースターの振る舞いは、再発する新星の振る舞いと似ています。その場合、コンパクトなオブジェクトは、最終的に爆発的な燃焼を受ける水素を蓄積する白色矮星です。

バーストの観察
大量のエネルギーが短時間で放出されるため、黒体放射の理論（この場合はX線）に従って、エネルギーの多くが高エネルギー光子として放出されます。このエネルギーの放出は、宇宙望遠鏡で星の光度が増加するのと同じように観察される可能性があり、X線バーストと呼ばれます。私たちの大気はX線に対して不透明であるため、これらのバーストは地球の表面では観察できません。ほとんどのX線バースト星は、バーストがどちらかの星の安定性または軌道を破壊するほど強力ではないため、繰り返しバーストを示し、プロセス全体が再び開始される可能性がほとんどのX線バースターには不規則な周期があり、星の質量、2つの星間の距離、付着率、正確な組成などの要因に応じて、数時間から数か月のオーダーになる可能性が付着した材料の。観察的に、X線バーストカテゴリーは異なる特徴を示します。タイプIのX線バーストは急激に上昇し、その後、光度プロファイルがゆっくりと徐々に低下します。タイプIIのX線バーストは速いパルス形状を示し、数分間隔で多くの速いバーストがある場合がただし、タイプIIのX線バーストが観測されたのは2つの線源からのみであり、ほとんどのX線バーストはタイプIのものです。
X線イメージング望遠鏡が改良されるにつれて、バースト観測のより詳細な変化が記録されました。おなじみのバースト光度曲線の形状の中で、振動（準周期的振動と呼ばれる）やディップなどの異常が観察され、さまざまな核的および物理的説明が提供されていますが、まだ証明され分光法により、Feの4 keVの吸収特性と、HおよびHeのような吸収線が明らかになりますが、これらは降着円盤に由来すると考えられています。その後のEXO0748-676のZ = 35の赤方偏移の導出は、中性子星の質量半径方程式に重要な制約を提供しました。この関係はまだ謎ですが、天体物理学コミュニティにとって主要な優先事項です。

天文学への応用
中性子星の質量がバーストの光度を決定するため、発光X線バーストは標準光源と見なすことができます。したがって、観測されたX線束を予測値と比較すると、比較的正確な距離が得られます。X線バーストの観測により、中性子星の半径を決定することもできます。

も参照してください
ガンマ線バースト

参考文献
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