In der Abkühlungsphase eines Typ I Bursts zeigt sich ein für jeden Röntgendoppelstern charakteristischer Verlauf, was darauf schließen lässt, dass immer die gesamte Oberfläche des Neutronensterns Röntgenstrahlung emittiert nach dem Ende der thermonuklearen Reaktionen. Ist die Entfernung zu dem Doppelstern bekannt können die Radien und die Masse der Neutronensterne abgeschätzt werden. Sonnenmassen und Radien von weniger als 10 Kilometern nahe bei den auf anderen Wegen bestimmten Parametern. Bei Typ I Bursts wird die Röntgenstrahlung im Laufe des Ausbruchs immer weicher. Dies wird auf eine Verringerung der Temperatur aufgrund einer Expansion der Photosphäre bei den Eruptionen zurückgeführt. Typ I Burster treten im Gegensatz zu den Typ II Eruptionen nur in Röntgendoppelsternen mit geringer Masse auf.
Da die Typ I Ausbrüche einen Nachschub an frisch akkretiertem Material benötigen treten sie meistens während Akkretionsphasen auf, die bereits die Röntgenstrahlung erhöht haben. ray Transients mit einem Neutronenstern die meisten Typ I Eruptionen. Analyse der Röntgenstrahlung zeigen sich bei fast allen Röntgendoppelsternen bestimmte Frequenzbereiche mit einer höheren Intensität. Die QPO liegen individuell für jedes Doppelsternsystem im Bereich von einigen Hertz bis zu Kilohertz und ändern sich mit dem Ausbruchsstatus, dem Verhältnis von harter zu weicher Röntgenstrahlung sowie der Intensität der Röntgenstrahlung.
Quasiperiodische Oszillationen werden sowohl bei Neutronensternen, Kandidaten für Schwarze Löcher als auch bei Weißen Zwergen als akkretierender Stern beobachtet und scheinen mit der Akkretionsscheibe in Verbindung zu stehen. Die meisten Hypothesen vermuten die QPO als eine bevorzugte Umlaufbahn in der Akkretionsscheibe, aber es könnte sich auch um Schwingungen in der Akkretionsscheibe handeln. entarteter Materie im Inneren von Neutronensternen zu begrenzen.
Die daraus entstehende Präzession der Akkretionsscheibe sollte zu einer Modulation der Röntgenstrahlung mit der Präzessionsperiode führen, was auch bei einigen bedeckungsveränderlichen Röntgendoppelsternen mit geringer Masse beobachtet wird. Alternativ könnten die QPOs auch die Folge einer nicht symmetrischen Form der Akkretionsscheibe sein, die zu Schwingungen in der Scheibe führt. Ein ähnliches Phänomen ist als Zwergnovaoszillation oder auch als Superhump bei den kataklysmischen Veränderlichen bekannt.
Entsteht eine geringe Abweichung von der Axialsymmetrie und ist diese in einem Resonanzverhältnis zur Umlaufdauer des Doppelsternsystems, dann verstärkt sich die Asymmetrie und kann quasiperiodischen Intensitätsschwankungen führen. Brian Warner: Cataclysmic Variable Stars. Solar and Stellar Astrophysics.
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