Observations of Be X-ray Binaries: Spin Period and Spectral Evolution

Beobachtungen von Be-Röntgendoppelsternen: Rotationsperioden und spektrale Entwicklung

Please always quote using this URN: urn:nbn:de:bvb:29-opus4-78011
  • A neutron star is the collapsed relic of a massive star's core after its supernova explosion. These compact objects are concentrated to more than a solar mass within their ~23 km diameter, resulting in a density as high as that of nuclear matter. Due to conservation of angular momentum and magnetic flux neutron stars spin with periods from fractions of a second up to a few hours and feature magnetic field strengths around 10^12 G, which are among the strongest fields in the known universe. Once a neutron star is on an orbit around a main-sequence star, mass transfer from its envelope onto the compact objects becomes possible. The material is forced to follow the magnetic field lines of theA neutron star is the collapsed relic of a massive star's core after its supernova explosion. These compact objects are concentrated to more than a solar mass within their ~23 km diameter, resulting in a density as high as that of nuclear matter. Due to conservation of angular momentum and magnetic flux neutron stars spin with periods from fractions of a second up to a few hours and feature magnetic field strengths around 10^12 G, which are among the strongest fields in the known universe. Once a neutron star is on an orbit around a main-sequence star, mass transfer from its envelope onto the compact objects becomes possible. The material is forced to follow the magnetic field lines of the neutron star below a certain distance. Consequently, the accreted material is channeled onto the magnetic poles where it forms so-called accretion columns on top of the neutron star's surface. In these columns the infalling plasma is decelerated from nearly the speed of light by various physical processes, which results in the emission of intense X-ray radiation. These systems are therefore known as X-ray binaries. As the neutron star rotates, the viewing angle onto the accretion columns change periodically, which results in apparent X-ray pulsations. The pulsation period is Doppler shifted due to the orbital motion of the binary, which can be used to derive the orbital parameters of a system. At the same time, the neutron star spins up due to angular momentum transfer from the accreted material. The extreme physics in the vicinity of neutron stars challenge our scientific knowledge even decades after their discovery. Self-consistent models for the X-ray continuum emission, i.e., the X-ray spectrum, the shape of the pulsations (called the pulse profile), and the intrinsic spin period evolution are still under development. Although a strong gradient in our understanding of accretion onto neutron stars is ongoing, applying emerging theoretical expectations result in only marginal success. Thus, it is of particular importance to check existing models with observational data and to feed the results back into theory. Furthermore, large samples of data should be analyzed to reveal yet unknown observational facts about the accretion process. A key parameter in most theories is the amount of matter accreted by the neutron star during a certain time: the mass accretion rate, which scales roughly with the observed X-ray flux of a source. Consequently, the highest feedback to theory is achieved by investigating sources whose fluxes vary by orders of magnitude. Indeed, there is a subclass of X-ray binaries showing this behavior. These binaries are characterized by a wide eccentric orbit of the neutron star and a circumstellar disk of material around the main-sequence companion, a Be star, giving the name Be X-ray binaries. The sources are undetected in X-rays most of the time when the neutron star is far away from the Be star. Once it approaches periastron, mass accretion from the Be star's disk onto the neutron star becomes possible which results in strong X-ray outbursts. In fact, these sources can become the brightest objects in the X-ray sky during their outbursts, which typically last for a few weeks. Due to the highly variable and strong mass accretion during these outbursts, the intrinsic spin-up of the neutron star complicates the analysis of its Doppler shifted pulse period. As shown in this thesis, approximating the spin period evolution by a Taylor series, as commonly used in the literature, can result in erroneously derived orbital parameters. Instead, theoretical models should be used which connect the X-ray luminosity of a neutron star with its spin-up rate. In this work such a model was applied to the spin period evolution of the X-ray binary XTE J1946+274 as measured by Fermi-GBM. The model was able to successfully describe the observations and reliable orbital parameters were derived, which were known only roughly before. The orbital parameters of RX J0520.5-6932 and XTE J1859+083 were determined for the first time by fitting the Fermi-GBM data with this model. From the strength of the spin-up in XTE J1859+083, conclusions about its yet unknown distance were drawn. Furthermore, a secondary modulation of the observed pulse period, a so-called "superorbital period", was detected in this system. Analyzing the pulse period evolution of GRO J1008-57 as measured with RXTE, Swift, and Suzaku using a Taylor series resulted in improved orbital parameters of the system, especially its time of periastron passage and orbital period. From these parameters the orbital phases of the system's X-ray outbursts during the last decades were calculated precisely. This reveals that almost all outbursts occurred regularly and at the same orbital phase, which enables the ability to predict outbursts of the source. Comparing the measured spin-up rates among the four sources analyzed in this thesis revealed that the spin period evolution is mainly driven by the mass accretion rate. This confirms the angular momentum theory by Ghosh & Lamb (1979). The spectral evolution of GRO J1008-57 with its flux was analyzed within this thesis using all available RXTE data, in addition to broad band observations by Suzaku, and pointed observations by Swift and NuSTAR. Using data analysis software specifically developed here to handle large datasets, the same phenomenological model was applied to all these spectra. It was found that certain spectral parameters are independent of the source's flux and are consistent among the outbursts of the source. By performing a simultaneous fit of all these spectra, the evolution of the remaining parameters was revealed with very high precision. Investigating these parameter evolutions further resulted in the remarkable conclusion that the spectral shape of GRO J1008-57 is determined by knowing its flux only. This is an important input for the theory of accretion onto magnetized neutron stars, as it suggests that the accretion column's height and radius are functions of the mass accretion rate. This conclusion is supported by preliminary results of an analysis of GX 304-1. Using all RXTE data of this source showed that its spectral shape seems to depend on the source's flux only, similar to what was observed in GRO J1008-57. In summary, the mass accretion rate is the key driver for the evolutions of the spin period and the spectral shape in neutron star X-ray binaries with Be-type companion.show moreshow less
  • Ein Neutronenstern entsteht durch die Supernova-Explosion eines massiven Sterns und entspricht dem kollabierten Überrest des Kerns. Diese kompakten Objekte konzentrieren mehr Masse als die Sonne innerhalb ihres Durchmessers von ~23 km, wodurch Dichten vergleichbar mit nuklearer Materie entstehen. Auf Grund der Erhaltung des Drehimpulses und der magnetischen Flussdichte rotieren Neutronensterne mit Perioden zwischen einem Bruchteil einer Sekunde bis zu wenigen Stunden und besitzen Magnetfelder mit Stärken um 10^12 G, welche neben anderen zu den stärksten Magnetfeldern im Universum zählen. Sobald sich ein Neutronenstern in einem Orbit um einen Hauptreihenstern befindet, kannEin Neutronenstern entsteht durch die Supernova-Explosion eines massiven Sterns und entspricht dem kollabierten Überrest des Kerns. Diese kompakten Objekte konzentrieren mehr Masse als die Sonne innerhalb ihres Durchmessers von ~23 km, wodurch Dichten vergleichbar mit nuklearer Materie entstehen. Auf Grund der Erhaltung des Drehimpulses und der magnetischen Flussdichte rotieren Neutronensterne mit Perioden zwischen einem Bruchteil einer Sekunde bis zu wenigen Stunden und besitzen Magnetfelder mit Stärken um 10^12 G, welche neben anderen zu den stärksten Magnetfeldern im Universum zählen. Sobald sich ein Neutronenstern in einem Orbit um einen Hauptreihenstern befindet, kann Materietransfer zwischen dessen stellarer Hülle und dem kompakten Objekt stattfinden. Innerhalb einer bestimmten Distanz zum Neutronenstern ist diese Materie gezwungen, dessen magnetischen Feldlinien zu folgen. Dies führt zu einer Kanalisierung des akkretierten Materials auf die magnetischen Pole des Neutronensterns, an denen sich sogenannte Akkretionssäulen auf der Oberfläche bilden. Innerhalb dieser Säulen wird das mit nahezu Lichtgeschwindigkeit einfallende Material durch verschiedene, physikalische Prozesse abgebremst. Dies führt zu einer intensiven Emission an Röntgenstrahlen, weswegen diese Systeme als sogennante Röntgendoppelsterne klassifiziert werden. Durch die Eigenrotation des Neutronensterns ändert sich Beobachtungswinkel auf die Akkretionssäulen periodisch, wodurch diese Objekte scheinbar pulsieren. Durch die orbitale Bewegung im Doppelsternsystem wird die Pulseperiode Doppler-verschoben, woraus die Parameter des Orbits bestimmt werden können. Zur gleichen Zeit erhöht sich die Rotationsfrequenz des Neutronensterns (ein sogenannter spin-up) auf Grund des Drehimpulsübertrags des akkretierten Materials. Die extremen physikalischen Bedingungen um einen Neutronenstern stellen Jahrzehnte nach ihrer Entdeckung noch immer Herausforderungen für das wissenschaftliche Verständnis dar. Selbst-konsistente Modelle für die Emission der Röntgenstrahlung, d.h. für das Röntgenspektrum, die Form der Pulsationen (bekannt als Pulsprofil) oder die änderung der intrinsischen Rotationsperiode sind noch immer in der Entwicklung. Auch wenn das Verständnis des Akkretionsprozesses auf Neutronensterne zur Zeit stark zunimmt, erzielen die aufkommenden theoretischen Modelle nur unzureichende Ergebnisse. Daher ist es äußerst wichtig existierende physikalische Modelle an Hand von Beobachtungen zu überprüfen und die Theorien durch die Ergebnisse weiter zu entwickeln. Des Weiteren sollten große Strichproben an Daten analysiert werden, um noch bisher unbekannte, beobachtbare Fakten über den Akkretionsprozess zu entdecken. Ein fundamentaler Parameter in vielen Theorien ist die Menge an Material, das in einer bestimmten Zeitspanne vom Neutronenstern akkretiert wird: Die sogenannte Massenakkretionsrate, die grob mit dem beobachteten Röntgenfluss einer Quelle skaliert. Daher können Theorien am besten weiterentwickelt werden, indem Quellen untersucht werden, deren Fluss um Größenordnungen variiert. Tatsächlich existiert eine Unterklasse an Röntgendoppelsternen, die dieses Verhalten zeigt. Diese Systeme zeichnen sich durch einen weiten und exzentrischen Orbit des Neutronensterns um seinen Begleiter des Typs Be aus, welcher eine zirkumstellare Scheibe aus Materie besitzt. Entsprechend werden diese Systeme als Be-Röntgendoppelsterne bezeichnet. Der Neutronenstern befindet sich die meiste Zeit über in einer großen Entfernung zum Begleitstern, so dass er nicht im Röntgenlicht nachweisbar ist. In der Nähe des Periastrons kann nun Material von der Scheibe des Be-Sterns auf den Neutronenstern akkretiert werden, was einen starken Röntgenausbruch zur Folge hat. Tatsächlich können diese Quellen während ihrer typischerweise wenige Wochen langen Ausbrüche zu den hellsten Objekten am Röntgenhimmel werden. Eine Analyse der Doppler-verschobenen Pulsperiode wird auf Grund des intrinsischen spin-up des Neutronensterns, welcher durch die hohe Variabilität und Stärke der Massenakkretionsrate während dieser Ausbrüche ein komplexes Verhalten zeigt, erschwert. Wie in der vorliegenden Arbeit gezeigt ist, kann die Annäherung der änderung der intrinsischen Rotationsperiode durch eine Taylorreihe, wie es häufig in der Literatur zu finden ist, zu falsch abgeleiteten orbitalen Parametern führen. Anstelle dessen sollten theoretische Modelle benutzt werden, die die Leuchtkraft eines Neutronensterns mit seinem spin-up verbindet. In dieser Arbeit wurde solch ein Modell an die zeitliche Entwicklung der Rotationsperiode des Röntgendoppelsterns XTE J1946+274 angewandt, wie sie mit Fermi-GBM gemessen wurde. Das Modell war in der Lage, die Beobachtungen erfolgreich zu beschreiben, und die Orbitalparameter wurden verlässlich bestimmt, welche bisher nur sehr vage bekannt waren. Die orbitalen Parameter von RX J0520.5-6932 und XTE J1859+083 wurden durch Anpassen dieses Modells an deren Fermi-GBM-Daten zum ersten Mal überhaupt bestimmt. Von der Stärke des spin-up wurden Rückschlüsse auf die Entfernung zu XTE J1859+083 gezogen. Des Weiteren wurde eine zweite Modulation der beobachteten Pulsperiode, eine sogenannte "superorbitale Periode", in diesem System detektiert. Durch eine Analyse der Pulsperiodenentwicklung von GRO J1008-57, wie sie mit RXTE, Swift und Suzaku gemessen wurde, konnten die orbitalen Parameter, insbesondere der Zeitpunkt der Periastronpassage und die Umlaufdauer, mit Hilfe einer Taylorreihenentwicklung verbessert werden. Ausgehend von diesen Parametern wurden die Orbitalphasen während der Röntgenausbrüche dieses Systems präzise für die letzten Jahrzehnte berechnet. Es zeigte sich, dass die Quelle regelmäßig und immer zur gleichen Orbitalphase ausbricht, wodurch ihre Ausbrüche vorhergesagt werden können. Durch Vergleichen der gemessenen spin-ups aller vier analysierten Quellen in dieser Arbeit zeigte sich, dass die Entwicklung der Rotationsperiode hauptsächlich von der Massenakkretionsrate bestimmt wird. Dies bestätigt die Theorie von Ghosh & Lamb (1979) zum Drehimpulsübertrag auf Neutronensterne. Die spektrale Entwicklung von GRO J1008-57 wurde in dieser Arbeit unter Benutzung aller verfügbaren RXTE-Daten analysiert, wobei Breitband-Beobachtungen mit Suzaku und punktierte Beobachtungen mit Swift und NuSTAR hinzugezogen wurden. Dasselbe phänomenologische Spektralmodell wurde auf all diese Daten angewandt, wofür eigens eine spezielle Software zur Analyse von großen Datenmengen entwickelt wurde. Es zeigte sich, dass gewisse spektrale Parameter unabhänging vom Fluss der Quelle und konsistent unter den Ausbrüchen sind. Durch eine simultane Analyse aller Spektren wurde die Entwicklung der übrigen Parameter mit sehr hoher Genauigkeit bestimmt. Eine weitere Untersuchung dieser Entwicklung mündete in der bemerkenswerten Erkenntnis, dass die spektrale Form von GRO J1008-57 einzig und allein durch dessen Röntgenfluss bestimmt ist. Dies ist ein wichtiges Ergebnis für die Theorie der Akkretion auf starkmagnetische Neutronensterne, da dies nahelegt, dass die Höhe und der Radius der Akkretionssäulen Funktionen der Massenakkretionsrate sind. Dieses Ergebniss wird durch eine vorläufige Untersuchung von GX 304-1 unterstützt. Nach einer Analyse aller RXTE-Daten dieser Quelle scheint ihre spektrale Form nur vom Fluss abzuhängen, ähnlich zu den Beobachtungen von GRO J1008-57. Zusammengefasst bestimmt hauptsächlich die Massenakkretionsrate die Entwicklungen der Rotationsperiode und die spektrale Form von Neutronensternen in Röntgendoppelsternen mit Be-Begleitern.show moreshow less

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Metadaten
Author:Matthias Bissinger
URN:urn:nbn:de:bvb:29-opus4-78011
Referee:Jörn Wilms
Document Type:Doctoral Thesis
Language:English
Year of Completion:2016
Embargo Date:2016/04/11
Publishing Institution:Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU)
Granting Institution:Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU), Naturwissenschaftliche Fakultät
Date of final exam:2016/10/19
Release Date:2016/11/15
SWD-Keyword:Neutronenstern; Akkretion; Röntgen-Doppelstern
Institutes:Naturwissenschaftliche Fakultät
Dewey Decimal Classification:5 Naturwissenschaften und Mathematik / 52 Astronomie / 523 Einzelne Himmelskörper und Himmelsphänomene
open_access (DINI-Set):open_access
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