X線バースターと恒星

ショートカット: 違い、類似点、ジャカード類似性係数、参考文献。

X線バースターと恒星の違い

X線バースター vs. 恒星

X線バースター（Xせんバースター、X-ray burster）は、X線連星の種類の1つで、X線域にピークを持つ光度が周期的で高速に増大（通常は10倍以上）するものである。これらの連星は、融合しつつあるコンパクト星、通常は中性子星かブラックホールとドナーとなる恒星から構成される。ドナーとなる恒星の質量は、系を分類する基準として用いられる。質量が10太陽質量以上、または1太陽質量以下の場合は、それぞれHMXB、LMXBと呼ばれる。X線バースターは、X線パルサーやsoft X-ray transient等の他の一時的なX線源とは見かけが異なり、1秒から10秒のシャープな立ち上がり時間の後に、冷えたブラックホールに特徴的なスペクトルの軟化が続く。それぞれのバーストのエネルギー流束は1039-40erg程度で、中性子星上の降着円盤の1037ergに匹敵する。バーストの流束と通常の流束の比自体はαの文字で表され、10から1000の範囲であるが、通常は100の桁である。X線バーストでは、数時間から数日の間隔で系の質量のほとんどを放出するが、5-20分という短い間隔のものも観測される。XRBという略称は、X線バースターという天体とX線バーストという天文現象の両方を意味する。. 恒星 恒星（こうせい）は、自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支える、ガス体の天体の総称である。人類が住む地球から一番近い恒星は、太陽系唯一の恒星である太陽である。.

中性子星

'''中性子星''' 右上方向にジェットを放出するほ座のベラ・パルサー。中性子星自体は内部に存在し、ガスに遮蔽されて見えない 中性子星（ちゅうせいしせい、）とは、質量の大きな恒星が進化した最晩年の天体の一種である。.

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ヘリウム

ヘリウム （新ラテン語: helium, helium ）は、原子番号 2、原子量 4.00260、元素記号 He の元素である。 無色、無臭、無味、無毒（酸欠を除く）で最も軽い希ガス元素である。すべての元素の中で最も沸点が低く、加圧下でしか固体にならない。ヘリウムは不活性の単原子ガスとして存在する。また、存在量は水素に次いで宇宙で2番目に多い。ヘリウムは地球の大気の 0.0005 % を占め、鉱物やミネラルウォーターの中にも溶け込んでいる。天然ガスと共に豊富に産出し、気球や小型飛行船のとして用いられたり、液体ヘリウムを超伝導用の低温素材としたり、大深度へ潜る際の呼吸ガスとして用いられている。.

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ブラックホール

ブラックホール（black hole）とは、極めて高密度かつ大質量で、強い重力のために物質だけでなく光さえ脱出することができない天体である。.

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フェルミ縮退

フェルミ縮退（フェルミしゅくたい、Fermi degeneracy『理化学英和辞典』 研究社（1999年））とは、フェルミ粒子がフェルミ分布に従うために低温で示す振る舞いのこと。 フェルミ粒子はパウリの排他原理により、複数の粒子が同一の状態を取ることができない。従って、あるエネルギーの値を取れる粒子の数は、そのエネルギーの状態の数までが限界である。温度、すなわち粒子の平均運動エネルギーを下げていくと、粒子はエネルギーの低い状態へ移っていこうとする。しかし、エネルギーの低い状態がこの粒子数の限界に達してしまうと、エネルギーが高いままで残らざるを得ないことになる。このような状態になることを、フェルミ縮退もしくは単に縮退という。 粒子の密度が高ければ、粒子数の限界に達しやすくなるので、フェルミ縮退が起こりやすくなる。恒星の中心核は超高密度であるため、数億Kという高温でありながら、フェルミ縮退が起こることがある。 フェルミ縮退している物質を縮退物質（degenerate matter）と呼ぶ。以下にその物性を示す。.

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理想気体の状態方程式

想気体の状態方程式（りそうきたいのじょうたいほうていしき、）とは、気体の振る舞いを理想化した状態方程式である。なお、理想気体はこの状態方程式に従うが、その振る舞いは状態方程式だけでは決まらず、比熱容量の定数性が要求される。 熱力学温度 、圧力 の下で、物質量 の理想気体が占める体積 が で与えられる。ここで係数 はモル気体定数である。 この式が理想気体の状態方程式であり、ボイルの法則、シャルルの法則と体積の示量性から導かれる。 実在気体の場合は、気体は近似的にこの方程式に従い、式の有効性は気体の密度が0に近づき（低圧になり）、かつ高温になるにつれて高まる。密度が0に近付けば、分子の運動に際し、お互いがぶつからずに、分子自身の体積が無視できるようになる。また、 高温になることによって、分子の運動が高速になり、分子間力（ファンデルワールス力）が無視出来るようになるからである。.

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黒体放射

黒体放射（）とは黒体が放出する熱放射で黒体の温度のみで定まり、実在する物体の放射度は、概して黒体の放射度よりも小さく、黒体放射の波長はプランクの放射式によって理論的に定まる。 温度が低いときは赤っぽく、温度が高いほど青白くなる。夜空に輝く星々も青白い星ほど温度が高い。温度はK（ケルビン）で表示される。 理想的な黒体放射をもっとも再現するとされる空洞放射が温度のみに依存するという法則は、1859年にグスタフ・キルヒホフにより発見された。以来、空洞放射のスペクトルを説明する理論が研究され、最終的に1900年にマックス・プランクによりプランク分布が発見されたことで、その理論が完成された。 物理的に黒体放射をプランク分布で説明するためには、黒体が電磁波を放出する（電気双極子が振動する）ときの振動子の量子化を仮定する必要がある（プランクの法則）。つまり、振動子が持ちうるエネルギー は振動数 の整数倍に比例しなければならない。 この比例定数 は、後にプランク定数とよばれ、物理学の基本定数となった。これは、物理量は連続な値をとり量子化されない、とする古典力学と反する仮定であったが、1905年にアルベルト・アインシュタインがこのプランクの量子化の仮定と光子の概念とを用いて光電効果を説明したことにより、この量子化の仮定に基づいた量子力学が築かれることとなった。.

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連星

連星（れんせい、）とは2つの恒星が両者の重心の周りを軌道運動している天体である。双子星（ふたごぼし）とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。 また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。.

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X線

透視画像。骨と指輪の部分が黒く写っている。 X線（エックスせん、X-ray）とは、波長が1pm - 10nm程度の電磁波のことを言う。発見者であるヴィルヘルム・レントゲンの名をとってレントゲン線と呼ばれる事もある。放射線の一種である。X線撮影、回折現象を利用した結晶構造の解析などに用いられる。.

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核融合反応

核融合反応（かくゆうごうはんのう、nuclear fusion reaction）とは、軽い核種同士が融合してより重い核種になる核反応を言う。単に核融合と呼ばれることも多い。.

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水素

水素（すいそ、hydrogenium、hydrogène、hydrogen）は、原子番号 1 、原子量 1.00794の非金属元素である。元素記号は H。ただし、一般的には「水素」と言っても、水素の単体である水素分子（水素ガス） H を指していることが多い。 質量数が2（原子核が陽子1つと中性子1つ）の重水素（H）、質量数が3（原子核が陽子1つと中性子2つ）の三重水素（H）と区別して、質量数が1（原子核が陽子1つのみ）の普通の水素（H）を軽水素とも呼ぶ。.

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