X線バースター

X 線バーストは、 X 線バースト(周期的かつ急激な光度増加(通常は 10 倍以上) で、電磁スペクトルのX 線領域でピークに達する) を示すX 線連星の一種です。これらの天体物理システムは、降着する中性子星と主系列の伴星「ドナー」星で構成されています。X 線バーストには、I と II の 2 種類があります。タイプ I バーストは熱核暴走によって引き起こされ、タイプ II は降着によって解放された重力 (位置) エネルギーの放出によって発生します。タイプ I (熱核) バーストでは、ドナー星から移動した質量が中性子星の表面に蓄積し、中性子星がバーストで点火して融合し、X 線が発生します。X 線バーストの挙動は、回帰新星の挙動に似ています。後者の場合、コンパクトな天体は白色矮星であり、最終的に爆発的な燃焼を起こす水素を集積します。

より広い意味での X 線連星のコンパクト 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す。ただし、X 線バーストの放射により、コンパクト オブジェクトは直ちに中性子星として分類できます。ブラック ホールには表面がなく、降着するすべての物質は事象の地平線を越​​えて消滅するためです。中性子星をホストする X 線連星は、ドナー星の質量に基づいてさらに細分化できます。高質量 (太陽質量の 10 倍( M _☉ ) 以上) または低質量 (1 M _☉未満 ) の X 線連星で、それぞれHMXBおよびLMXBと略されます。^{[詳細な説明が必要]}

X 線バーストは、典型的には、急激な立ち上がり時間 (1～10 秒) を示し、その後スペクトルが軟化します (黒体の冷却による特性)。個々のバーストのエネルギーは、積分フラックスが 10 ³²～^{10 33} ジュールであるのが特徴で、^[2]これに対し、中性子星への定常降着の定常光度は 10 ³⁰ W程度です。 ^[3]そのため、バースト フラックスと永続フラックスの比 α は 10 ～ 1000 の範囲ですが、典​​型的には 100 程度です。^[2]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、数時間から数日間のタイムスケールで再発しますが、一部のシステムではより長い再発時間が示され、再発時間が 5～20 分である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ケースで観測されています。^[4] 略語XRBは、物体（X線バースト）または関連する放射（X線バースト）のいずれかを指すことがあります。

連星系の恒星がロッシュ・ローブを満たすと（伴星に非常に近いか、比較的大きな半径を持っているため）、物質を失い始め、その物質は伴星である中性子星に向かって流れていきます。また、恒星はエディントン光度を超えたり、強い恒星風によって質量を失うこともあり、その場合、この物質の一部は重力によって中性子星に引き寄せられることがあります。公転周期が短く、伴星の質量が大きい場合、これらのプロセスの両方が伴星から中性子星への物質の移動に寄与する可能性があります。どちらの場合も、落下する物質は伴星の表面層に由来するため、水素とヘリウムが豊富に含まれています。物質は、2つのロッシュ・ローブの交差点にある供与体から集積体へと流れ込みます。そこは、最初のラグランジュ点であるL1の位置でもあります。 2 つの恒星が共通の重心の周りを公転するため、物質はジェットを形成して集光点に向かって移動する。コンパクトな恒星は重力場が強いため、物質は高い速度と角運動量で中性子星に向かって落下する。角運動量により、物質は集光点のある恒星の表面にすぐには付着しない。物質は集光点の周りを軌道面で回り続け、途中で他の集光物質と衝突してエネルギーを失い、その際にやはり軌道面にある 降着円盤を形成する。

X 線バーストでは、この物質は中性子星の表面に集積し、高密度の層を形成します。数時間の集積と重力による圧縮の後、この物質内で核融合が始まります。これは安定したプロセスであるホットCNO サイクルとして始まります。しかし、集積が続くと縮退した物質の殻が形成され、その中で温度が上昇しますが (10 ⁹ ケルビン以上)、熱力学的条件は緩和されません。これにより、トリプル α サイクルが急速に有利になり、ヘリウム 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エネルギーにより、CNO 燃焼が熱核暴走状態に突入します。バーストの初期段階はアルファ p プロセスによって駆動され、すぐにrp プロセスに移行します。元素合成は質量数100まで進行する可能性がありますが、 ¹⁰⁷ Teなどのアルファ崩壊を起こすテルル同位体で決定的に終了することが示されています。^[5]数秒以内に、ほとんどの集積物質が燃焼し、明るいX線フラッシュを発生させます。これはX線（またはガンマ線）望遠鏡で観測できます。理論によれば、着火条件、放出エネルギー、再発など、バーストに変化をもたらす燃焼様式がいくつかあり、これらの様式は、集積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ます。これは主に、水素、ヘリウム、または炭素含有量に依存します。炭素の着火は、非常にまれな「スーパーバースト」の原因である可能性もあります。

膨大な量のエネルギーが短時間に放出されるため、黒体放射の理論に従って、その多くは高エネルギー光子（この場合はX線）として放出されます。このエネルギー放出がX線バーストの動力となり、宇宙望遠鏡で星の明るさの増加として観測されることがあります。地球の大気はX線を通さないため、これらのバーストは地球の表面では観測できません。ほとんどのX線バースト星は、どちらかの星の安定性や軌道を乱すほど強力ではないため、反復性バーストを示し、プロセス全体が再び始まる可能性があります。

ほとんどの X 線バーストは不規則なバースト周期を持ち、その周期は数時間から数か月に及ぶことがあります。これは、星の質量、2 つの星の間の距離、集積率、集積物質の正確な組成などの要因によって異なります。観測上、X 線バーストのカテゴリはそれぞれ異なる特徴を示します。タイプ I X 線バーストは、光度プロファイルが急激に上昇し、その後ゆっくりと徐々に低下します。タイプ II X 線バーストは、パルス形状が速く、数分間隔で多数の高速バーストが発生することがあります。観測される X 線バーストのほとんどはタイプ I です。タイプ II X 線バーストは 2 つのソースからのみ観測されています。

X線撮像望遠鏡の性能向上に伴い、バースト観測におけるより詳細な変動が記録されるようになった。よく知られているバーストの光度曲線の形状では、振動（準周期振動と呼ばれる）やディップなどの異常が観測されており、さまざまな核的および物理的説明が提示されているが、いずれも証明されていない。^[6]

X線分光法によって、EXO 0748-676からのバーストで、4 keVの吸収特性と、FeのHおよびHeのような吸収線が明らかになりました。その後の赤方偏移Z = 0.35の導出は、中性子星の質量半径方程式に制約を示唆しています。この関係は未だ謎ですが、天体物理学コミュニティの主要な優先事項です。^[5]しかし、狭いラインプロファイルは、この天体の中性子星の急速な（552 Hz）回転と一致しておらず、^[7]ライン特性は降着円盤から生じている可能性が高いようです。

中性子星の質量がバーストの明るさを決定するため、明るいX線バーストは標準光源とみなすことができます。したがって、観測されたX線フラックス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。

• ガンマ線バースト
• 軟X線トランジェント