X線バースター
衛星搭載X線望遠鏡によってX線バーストから観測された熱核融合バーストのプロファイル例。持続時間と強度の範囲を示しています。[ 1 ]上から下の順に、図はBeppoSAX /WFCでM15 X-2から観測された中持続時間バースト、 INTEGRAL /JEM-XでGS 1826−24から観測されたH/He混合バースト、 RXTE /PCAで4U 1728−34から観測されたH欠乏バーストを示しています。

X 線バーストは、 X 線連星の一種で、 X 線バースト、つまり周期的かつ急激な光度増加(通常は 10 倍以上)を示し、電磁スペクトルのX 線領域でピークに達します。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である「ドナー」星で構成されます。X 線バーストには、I 型と II 型の 2 種類があります。I 型バーストは熱核暴走によって引き起こされ、II 型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。I 型 (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され、中性子星がバーストで点火・核融合して X 線を発生します。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。

より広いクラスの 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 線バーストの放出により、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、降着する物質はすべて事象の地平線を過ぎると消滅するためです。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。

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、その後スペクトル軟化（黒体の冷却による特性）が続く。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ジュールで特徴付けられる[ 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程度である[ 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 の範囲であるが、典型的には 100 程度である[ 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するが、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ないが、あまり一般的ではないケースで観測されている。[ 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できる。

熱核バースト天体物理学

連星中の恒星がロッシュ・ローブを満たすと（伴星に非常に近いか、半径が比較的大きいため）、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で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、伴星が質量の大きい星である場合、これらのプロセスは両方とも、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。いずれの場合も、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、そこは最初のラグランジュ点L1の位置でもあります。二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積体へと向かう。コンパクト恒星は高い重力場を持つため、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。角運動量によって、物質は集積星の表面にすぐには衝突しない。物質は集積体の周りを軌道面上で周回し、途中で他の集積物質と衝突してエネルギーを失い、その過程で同じく軌道面上に 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殻が形成され、その中で温度が上昇します (10 9ケルビン以上) が、熱力学的条件は緩和されません。これにより、トリプル α サイクルが急速に促進され、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移行します。バーストの初期段階はアルファ p 過程によって駆動され、すぐにrp 過程に移行します。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る。[ 5 ]数秒以内に、蓄積物質の大部分が燃焼し、X線（またはガンマ線）望遠鏡で観測可能な明るいX線閃光を発生させます。理論によれば、バーストには複数の燃焼様式があり、着火条件、放出エネルギー、再発など、様々な変化が起こります。これらの様式は、蓄積物質とバーストの灰の両方の核組成によって決まります。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。炭素の発火は、極めて稀な「スーパーバースト」の原因となる可能性もあります。

バーストの観測

短時間に膨大なエネルギーが放出されるため、その多くは黒体放射の理論に従って高エネルギー光子、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はX線バーストのエネルギー源となり、宇宙望遠鏡で恒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線を透過しないため、これらのバーストは地球の表面からは観測できません。X線バーストを起こす星のほとんどは、どちらかの恒星の安定性や軌道を乱すほど強力ではないため、繰り返しバーストを起こします。そのため、この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びます。これは、恒星の質量、2つの恒星間の距離、降着速度、そして降着物質の正確な組成といった要因に依存します。観測的に、X線バーストはカテゴリーごとに異なる特徴を示します。タイプIのX線バーストは、光度プロファイルが急激に上昇した後、ゆっくりと徐々に下降します。タイプIIのX線バーストは、速いパルス形状を示し、数分間隔で多数の高速バーストが発生することがあります。観測されているX線バーストのほとんどはタイプIです。タイプIIのX線バーストは2つの発生源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りました。バーストの光度曲線の形状には、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、様々な核物理学的説明が提唱されていますが、いずれもまだ証明されていません。[ 6 ]

X線分光法によって、EXO 0748-676からのバーストには、4 keVの吸収特性と、Fe中のHおよびHeに似た吸収線が明らかになった。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与えることを示唆している。この関係は未だ謎に包まれているが、天体物理学界にとって重要な課題となっている。[ 5 ]しかし、狭いスペクトル線プロファイルは、この天体の中性子星の高速（552 Hz）自転と矛盾しており、[ 7 ]これらのスペクトル線は降着円盤に起因する可能性が高い。

天文学への応用

中性子星の質量がバーストの明るさを決定するため、高輝度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ことで、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可能になります。

参照

参考文献

  1. ^ギャロウェイ、ダンカン K.;ザンドでは、ジーン。チェネベス、ジェローム。ヴェルペル、ハウケ。キーク、ローレンス。オーツ、ローラ。ワッツ、アンナ L.ルイス・ギスラー。サンチェス・フェルナンデス、セリア。エリック・クルカーズ (2020)。「マルチインストゥルメントバーストアーカイブ (MINBAR)」。天体物理ジャーナル付録シリーズ。249 (2): 32.arXiv : 2003.00685。Bibcode : 2020ApJS..249...32G。土井：10.3847/1538-4365/ab9f2e。S2CID  216245029。
  2. ^ a b Lewin, Walter HG; van Paradijs, Jan; Taam, Ronald E. (1993). 「X線バースト」. Space Science Reviews . 62 ( 3–4 ): 223– 389. Bibcode : 1993SSRv...62..223L . doi : 10.1007/BF00196124 . S2CID 125504322 . 
  3. ^ Ayasli, Serpil; Joss, Paul C. (1982). 「降着中性子星における熱核反応 - 系統的研究」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 256 : 637–665 . Bibcode : 1982ApJ...256..637A . doi : 10.1086/159940 .
  4. ^イリアディス、キリスト教徒。エンドト、ピーター M.プランツォス、ニコス。トンプソン、ウィリアム J. (1999)。 「新星における27 Si、31 S、35 Ar、および39 Caの爆発的水素燃焼と X 線バースト」。天体物理学ジャーナル。524 (1): 434–453。Bibcode : 1999ApJ...524..434I。土井：10.1086/307778。S2CID 118924492。 
  5. ^ a b Schatz, Hendrik; Rehm, Karl Ernst (2006年10月). 「X線連星」. Nuclear Physics A. 777 : 601–622 . arXiv : astro -ph/0607624 . Bibcode : 2006NuPhA.777..601S . doi : 10.1016/j.nuclphysa.2005.05.200 . S2CID 5303383 . 
  6. ^ Watts, Anna L. (2012-09-22). 「熱核バースト振動」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 50 (1): 609– 640. arXiv : 1203.2065 . Bibcode : 2012ARA&A..50..609W . doi : 10.1146/annurev-astro-040312-132617 . ISSN 0066-4146 . S2CID 119186107 .  
  7. ^ Galloway, Duncan K.; Lin, Jinrong; Chakrabarty, Deepto; Hartman, Jacob M. (2010年3月). 「低質量X線連星EXO 0748-676における552 Hzバースト振動の発見」. Astrophysical Journal Letters . 711 (2): L148– L151. arXiv : 0910.5546 . Bibcode : 2010ApJ...711L.148G . doi : 10.1088/2041-8205/711/2/L148 . S2CID 8822532 . 
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