Galactic Windmills: Spectroscopical and Timing Studies of Three X-Ray Binaries.

Abstract

DAS Thema dieser Arbeit sind Neutronensterne in Binärsystemen, sogenannte Röntgendoppelsterne. Neutronensterne sind die Überreste massiver Sterne und besitzen eine extreme Dichte und extreme Magnetfelder. Sie haben typischerweiseMassen von etwa 1.4 Sonnenmassen und dabei einen Radius von nur etwa 10 km, währendihre Magnetfelder eine Stärke im Bereich von 1012 G und mehr erreichen können. Ineinem Röntgendoppelstern umkreisen sich ein Neutronenstern und ein optischer Begleiter, ein Stern, welcher seine Energie durch nukleare Fusion erzeugt. Durch seine immenseGravitationskraft akkretiert der Neutronenstern Materie von diesem Begleiter. Die potentielle Energie der akkretierten Materie wird in Strahlung, hauptsächlich im Bereich derRöntgenstrahlung, umgewandelt. Die hohe Röntgenleuchtkraft ist auch der Grund fürden Namen Röntgendoppelstern. Die Röntgenstrahlung wechselwirkt mit dem umgebenden Medium, welches größtenteils aus dem Wind des Begleiters stammt. In diesem Medium werden die Röntgenstrahlen absorbiert und erzeugen Fluoreszenzlinien. Daher kannman mit ihrer Hilfe sowohl Informationen über den Neutronenstern als auch über dasabsorbierende Medium erhalten

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In dieser Arbeit werden Röntgendaten von den satellitengestützten Observatorien XMMNewton, Suzaku, INTEGRAL, RXTE und Swift benutzt, um drei Röntgendoppelsternezu untersuchen: 3A 1954+319, 4U 1909+07 und GX 301−2. Durch die Messung derzeitlichen Veränderung und der Energieverteilung ihrer Strahlung können Erkenntnisseüber die physikalischen Zustände nahe am Neutronenstern gewonnen werden. Dort sindGravitationskräfte und elektromagnetische Kräfte am Werk, deren Stärke um viele Grössenordnungen über die hinausgeht, die in Laboren erzeugbar ist. Untersuchungen vonNeutronensternen erlauben es daher, physikalische Theorien unter extremen Bedingungen zu testen.

Die Analyse von regelmäßigen Beobachtungen von 3A 1954+319 zwischen 2006 und2010 ergibt, dass die Periode des Neutronensterns, sichtbar als regelmäßiger Puls in derRöntgenlichtkurve, sich in Zeiten geringen Flusses kontinuierlich vergrößert. Dagegenverringerte sie sich sehr schnell während eines Ausbruchs im November 2008. DieseVeränderungen der Periode an sich sowie ihre Stärke können durch einen besonderenAkkretionsprozess, der quasi-sphärischen Akkretion, erklärt werden. Das Breitbandspektrum von 3A 1954+319 kann sehr gut mit einem Comptonisierungs-Modell beschriebenwerden, welches auch die Spektren vieler anderer Neutronensterne in Röntgendoppelsternen beschreibt

Die Pulsperiodenentwicklung von 4U 1909+07 verläuft anders als die von 3A 1954+319.Statt eines kontinuierlichen, flussabhängigen Verlaufs verändert sich die Periode von4U 1909+07 zufällig und folgt einem “Random Walk”, wie man in regelmäßigen Beobachtungen zwischen 2003 und 2011 sieht. Dieses Verhalten weist klar auf eine direkte Akkretion des Sternwindes des Begleiters hin. Das Spektrum von 4U 1909+07 kann ebenfallsmit bekannten phänomenologischen Röntgenpulsarmodellen beschrieben werden. Durchpulsphasenaufgelöste Spektroskopie kann eine starke Veränderung der spektralen Parameter, besonders in der Schwarzkörperkomponente, sichtbar gemacht werden. Diese Verän derungen können durch Geometrien der Akkretionssäule erklärt werden, bei denen ihrheißer Boden nur zu bestimmten Phasen sichtbar ist.

Zur Untersuchung von GX 301−2 werden sehr hochaufgelöste Daten von Beobachtungenaus den Jahren 2008 und 2009 verwendet. In diesen Daten wurden starke Fluoreszenzlinien von Eisen und Nickel gefunden, so wie zum ersten Mal in Röntgendoppelsternenauch eine Fluoreszenzlinie von Chrom. Der Fluss und die Spektren von GX 301−2 sindhochvariabel. Durch Spektroskopie von einzelnen Pulsen wurden starke Änderungen derAbsorptionssäule sowie des Flusses der Fluoreszenzlinien auf Zeitskalen von wenigen100 Sekunden gefunden. Die Lichtkurve weist einen Zeitraum mit stark verringertemFluss auf, in der keinerlei Pulsationen zu sehen sind. Dieser Abfall ist vermutlich daraufzurückzuführen, dass der Neutronenstern eine sehr dünne Stelle im Wind passierte unddass dabei die Akkretion zusammenbrach.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass obwohl alle drei untersuchten Systeme windakkretierende Neutronensterne sind, sie doch alle ihre Besonderheiten haben. Ein Vergleich der Systeme zeigt das breite Spektrum an Helligkeiten und Verhalten auf, welchestark durch den optischen Begleiter und die orbitalen Parameter beeinflusst werden.

Alternate abstract:

THE topic of this thesis are neutron stars in binary systems, so-called X-ray binaries.Neutron stars are remnants of massive stars and have extreme densities and magnetic fields. They have typical masses around 1.4 times the solar mass and radiiof only 10 km and their magnetic fields can reach values of 1012 G and more. In an X-raybinary the neutron star is in orbit with an optical companion, a star powered by nuclearfusion. From this companion the neutron star accretes matter due to its very strong gravitational pull. The potential energy of the accreted matter is transferred into radiation,mainly in the X-ray regime, hence the name X-ray binary. The X-rays interact with thesurrounding medium, which originates mainly from the stellar wind of the companion.In this medium the X-ray radiation gets absorbed and gives rise to fluorescence lines. Xrays can therefore be used to obtain not only information about the neutron star itself,but also about the surrounding medium. In the vicinity of neutron stars gravitationaland electro-magnetic powers are at work, which can not be reproduced in a laboratory.Investigations of neutron stars allow therefore to test physical theories under extremeconditions.

In this work X-ray data from the satellite-based observatories XMM-Newton, Suzaku,INTEGRAL, RXTE, and Swift are used to analyze three X-ray binaries: 3A 1954+319,4U 1909+07, and GX 301−2. By measuring the temporal variance and energy dependence of the X-ray flux, knowledge about the physical conditions close to the neutronstar is gained.

The analysis of monitoring data of 3A 1954+319 between 2006 and 2010 shows thatthe period of the neutron star, visible as regular pulses in the X-ray lightcurve, increasescontinuously during phases of low flux. Contrary to that, an analysis of a bright flare in2008 shows a rapid decrease in the pulse period. These changes and their magnitudesare explainable using a specific accretion process, the quasi-spherical accretion. Thebroadband X-ray spectrum of 3A 1954+319 can be very well described by a thermalComptonization model, commonly used to describe the spectra of neutron stars in X-raybinaries.

4U 1909+07 shows a different pulse period evolution than 3A 1954+319. Instead of acontinuous, flux-dependent variation, 4U 1909+07 shows a random walk like behavior,as visible in the analysis of monitoring data taken between 2003 and 2011. This behavior is a clear indicator that the source accretes matter directly from the stellar wind of itscompanion. The spectrum of 4U 1909+07 can also be described by standard phenomenological X-ray pulsar models. In pulse phase resolved spectroscopy a strong change of thespectral parameters is evident, especially in the blackbody component. This behavior isused to constrain the geometries of the accretion column, so that its hot bottom is onlyvisible at specific phases.

For the investigation of GX 301−2 very highly resolved data, taken in 2008 and 2009,is used. In these data, strong fluorescence lines from iron and nickel are found, as wellas for the first time in an X-ray binary a fluorescence line from chromium. The flux andthe spectra of GX 301−2 are highly variable. By performing pulse-to-pulse spectroscopy large changes in the absorption column and the flux of the fluorescent lines on timescalesof a few 100 seconds are found. The lightcurve includes an epoch of drastically reducedflux, during which no pulsations are measured. This dip is likely due to the neutron starpassing through a thin area of the wind, which led to a cessation of accretion.

In conclusion it becomes clear that despite all three systems being wind-accreting neutronstars, they all have their own peculiarities. In comparing the systems the broad range ofluminosities and behavior becomes evident, which are strongly influenced by the opticalcompanion and the orbital parameters.