Lorsqu’une étoile dans une binaire remplit son lobe de Roche (soit parce qu’elle est très proche de son compagnon, soit parce qu’elle a un rayon relativement grand), elle commence à perdre de la matière, qui s’écoule vers son compagnon étoile à neutrons. L’étoile peut également subir une perte de masse en dépassant sa luminosité d’Eddington, ou par le biais de forts vents stellaires, et une partie de cette matière peut être attirée gravitationnellement vers l’étoile à neutrons. Dans le cas d’une période orbitale courte et d’une étoile partenaire massive, ces deux processus peuvent contribuer au transfert de matière du compagnon vers l’étoile à neutrons. Dans les deux cas, la matière qui tombe provient des couches superficielles de l’étoile partenaire et est riche en hydrogène et en hélium. La matière s’écoule du donneur vers l’accréteur à l’intersection des deux lobes de Roche, qui est également l’emplacement du premier point de LaGrange, ou L1. En raison de la rotation des deux étoiles autour d’un centre de gravité commun, la matière forme alors un jet qui se dirige vers l’accréteur. Les étoiles compactes ayant des champs gravitationnels élevés, la matière tombe avec une vitesse et un moment angulaire élevés vers l’étoile à neutrons. Cependant, le moment angulaire l’empêche de rejoindre immédiatement la surface de l’étoile accrétrice. Il continue à tourner autour de l’accréteur dans le plan de l’axe orbital, entrant en collision avec d’autres matériaux d’accrétion en chemin, perdant ainsi de l’énergie, et formant ainsi un disque d’accrétion, qui se trouve également dans le plan de l’axe orbital. Dans une étoile à neutrons, cette matière s’accrète à la surface de l’étoile à neutrons, où elle forme une couche dense. Après quelques heures d’accumulation et de compression gravitationnelle, la fusion nucléaire commence dans cette matière. Au départ, il s’agit d’un processus stable, le cycle chaud CNO. Cependant, l’accrétion continue entraîne la formation d’une coquille de matière dégénérée, dans laquelle la température augmente (plus de 1 × 109 kelvins), mais cela n’atténue pas les conditions thermodynamiques. Le cycle triple-α est alors rapidement favorisé, ce qui entraîne un flash He. L’énergie supplémentaire apportée par ce flash permet à la combustion du CNO d’éclater en emballement thermonucléaire. Dans la phase initiale de l’emballement, on trouve le processus alpha-p, qui cède rapidement la place au processus rp. La nucléosynthèse peut se poursuivre jusqu’à A=100, mais il a été démontré qu’elle s’arrête définitivement avec Te107. En quelques secondes, la majeure partie de la matière accrétée est brûlée, ce qui donne lieu à un flash lumineux en rayons X, observable avec des télescopes à rayons X (ou gamma). Hendrik Schatz a clairement étudié, écrit, exploré et élucidé ces questions. La théorie suggère qu’il existe plusieurs régimes de combustion à l’origine des variations de l’explosion, telles que les conditions d’allumage, l’énergie libérée et la récurrence, les régimes étant déterminés par la composition nucléaire, tant du matériau accrété que des cendres de l’explosion. Celle-ci dépend principalement de la teneur en hydrogène, en hélium ou en carbone. L’inflammation du carbone peut également être à l’origine des « super-rafales » extrêmement rares.

Le comportement des bursters à rayons X est similaire à celui des novae récurrentes. Dans ce cas, l’objet compact est une naine blanche qui accrète de l’hydrogène qui subit finalement une combustion explosive.

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