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Institut für Astronomie und Astrophysik

Abteilung Astronomie

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Dissertation Eckart Göhler


Beobachtung von kompakten Objekten mit XMM und RXTE
Der anormale Pulsar 1E 1048.1 5937 und der Polar RX J1940.1 1025

Summary.
1E 1048.1 5937 is a member of the class of anomalous X-Ray Pulsars (AXP) whose main features are periods of 8 sec with comparatively constant spin down and very soft X-ray spectra. It is generally assumed that these objects are singular rotating neutron stars who are powered either by accretion or decay of very strong magnetic fields. 1E 1048.1 5937 was observed on 2001 January with the XMMNewton Telescope. The analyse gave a period of 6.45252(4) s, a spectrum best fitted with a blackbody and powerlaw component with an photon index of Gamma = 3.0(5) and a blackbody temperature of KT = 0.64(5) keV. The position was determined with di erent approaches resulting in a value of = 10h 50m 7.s14, = 59 530 21.004 (2000) consistent with a Chandra observation (Wang & Chakrabarty, 2002). The analysis of spectral variation which might indicate the nature of the object (refer Özel et al., 2001) was performed by estimating spectral parameters and fluxes in four distinct phase bins. Both blackbody and powerlaw component are tightly correlated; despite problems in unambiguous separation a constant blackbody temperature, a strong variation of the blackbody norm and slight variation of the photon index was found.
The second part concerns the polar RX J1940.1 1025 (refer Patterson et al., 1995; Staubert et al., 2003) which was performed during 2001 in several optical and X-ray observations, the latter with the XMM-Newton and RXTE satellites. The lightcurve of RX J1940.1 1025 contains sharp periodic dips which in general are associated with the orbital period of 12116 s. These dips might either be eclipses by the secondary star or absorption processes of the accretion stream. Additionally broader periodic features (troughs) are absorved with a slightly longer and decreasing period of 12150 s which might represent the spin of the primary star. Besides a blackbody component with a temperature of KT = 92(5) eV and a powerlaw component with an photon index of Gamma = 0.72(3) the X-ray spectra revealed an K alpha Fe-line which shows slight temporal variation. Phase resolved spectroscopy and evolution of the hardness ratio displayed a total absorbing dip and two trough-like featues with distinct spectral properties which have to be associated with di erent radiation and absorption processes. Additionally the joint analysis of RXTE and XMM data allowed a reasonable spectral separation of the nearby located Seyfert galaxy NGC 6814 which showed an photon index of 1.9(6). All dips and troughs are surveyed with different methods (slope fit, bisector fit, template fit). The resulting dip and trough periods of Pdip = 0.1402347583(4) d and Ptrough = 0.14062665(94)d (reference time E0 = 49637.8281(26) MJD) improved periods from earlier observations; especially the synchronization time scale estimated first by Geckeler (1998) could be constrained on a value of tau = 166(17) y. Some lightcurves show double trough-like features during a trough cycle. Apart from this ambiguity a time shift of trough times complicated the trough period determination. For a better understanding and for retrieving basic system parameters a lightcurve simulation model was developed which takes into account essential geometric considerations starting from material threading at magnetospheric distance up to the accretion at the surface of the white dwarf (Cropper, 1988; Geckeler, 1998). It turned out that the main issue for lightcurve variability comes from the angular dependence of the radiating processes (bremsstrahlung, blackbody radiation and cyclotron radiation) within the accretion column. Fitting the model to X-ray and optical data gave good results provided a double accretion onto both magnetic poles is assumed. Best-fit analysis of main system parameters yielded an inclination of 76.2(2) and a colatitude of 89.1(3) (X-ray) and 47.3(6) (optical); the magnetospheric radius was estimated with 3.5(2)Rwd (white dwarf radius). According the computation by Imamura & Durisen (1983) and Wickramasinghe & Meggitt (1985) of the angular dependence for blackbody, bremsstrahlung and cyclotron radiation a polar magnetic field strength of 41.4(8) MG and a size of the accretion region of 102 Rwd2 was obtained.

Zusammenfassung
1E 1048.1 5937 gehört zur Klasse der anormalen Röntgenpulsare (AXP), die sich durch eine Periode um 8 sec, eine relativen konstante Periodenabnahme und ein sehr weiches Röntgenspektrum auszeichnen. Im allgemeinen geht man davon aus, dass diese Pulsare rotierende Neutronensterne ohne Begleiter sind, die ihre Abstrahlungsenergie entweder aus einer Akkretion oder dem Abbau sehr starker Magnetfelder beziehen. Im Januar 2001 wurde 1E 1048.1 5937 mit dem Röntgensatelliten XMM-Newton beobachtet, und eine mit früheren Beobachtungen konsistente Periode von 6.45252(4) sec, ein Spektrum, welches aus einem Potenzgesetz und einer Schwarzkörperkomponente mit einem Photonenindex von Gamma = 3.0(5) und einer Schwarzkörpertemperatur von KT = 0.64(5) keV gefunden. Mit verschiedenen Auswerteverfahren wurde die Position auf einen mit einer Chandra-Beobachtung konsistenten Wert von = 10h 50m 7.s14, = 59 530 21.004 (2000) bestimmt (Wang & Chakrabarty, 2002). Für eine Untersuchung der spektrale Variation, die Hinweise auf die Natur des Objekts liefern kann (vgl. Özel et al., 2001), wurden die spektralen Parameter sowie die Flüsse der spektralen Komponenten in vier verschiedenen Phasenbins bestimmt. Die Schwarzkörper und Potenzgesetzkomponente zeigen eine gute Korrelation, was jedoch an einer unzureichenden spektralen Trennung liegen kann. Dennoch konnte eine nahezu konstante Schwarzkörpertemperatur, eine starke Variation der Schwarzkörpernorm und eine leichte Variation des Photonenindex nachgewiesen werden.
Der zweite Teil der Arbeit untersuchte den Polar RX J1940.1 1025 (vgl. Patterson et al., 1995; Staubert et al., 2003), für den im Jahr 2001 mehreren getrennten Beobachtungen im optischen und Röntgenbereich (letzteres mit den Röntgensatelliten RXTE und XMM-Newton) durchgeführt wurden. Die Lichtkurve von RX J1940.1 1025 zeichnet sich durch periodisch wiederkehrende, markante Dips aus, die im allgemeinen mit der Bahnperiode von 12116 sec in Verbindung gebracht werden und von Eklipsen des Sekundärsterns oder durch Absorptionsprozesse im Akkretionsstrom herrühren können. Daneben werden auch ausgedehntere Tröge beobachtet, die mit einer etwas längeren, über einen größeren Zeitraum abnehmenden Periode von 12150 sec wiederkehren und den Spin der Primärkomponente repräsentieren. Im Röntgenspektrum konnte mit XMM-Newton neben einer Schwarzkörperkomponente mit KT = 92(5) eV und einer Potenzgesetzkomponente mit einem Photonenindex von Gamma= 0.72(3) eine K-alpha Eisenlinie beobachtet werden, die eine leichte zeitliche Variation zeigt. In einer phasenaufgelösten Spektroskopie sowie einer Untersuchung der Hardness- Ratio wurde ein totalabsorbierender Dip sowie zwei trogartige Strukturen mit unterschiedlichen spektralen Eigenschaften festgestellt, die verschiedenen physikalischen Absorptions und Abstrahlungsprozessen zugeordnet werden müssen. Zusätzlich erlaubte eine spektrale Analyse der RXTE Daten in Kombination mit den XMM-Daten eine Diskriminierung des spektralen Einflusses der nahe bei RX J1940.1 1025 befindlichen Seyfert-Galaxie NGC 6814, für die ein Photonenindex von Gamma=1.9(6) gefunden wurde. Alle auswertbaren Dips und Tröge wurden mit verschiedenen, dem Problem angepassten Fitmethoden (Flankenfit, Fit an Bisektoren, Template- Fit) ausgemessen. Die resultierende Dip- und Trogperiode von Pdip = 0.1402347583(4)d und Ptrough = 0.14062665(94)d (für einen Nullpunkt von E0 = 49637.8281(26) MJD) verbessern die aus früheren Beobachtungen bestimmten Werte; insbesondere konnte die von Geckeler (1998) bestimmte Synchronisationszeitskala auf tau= 166(17) a eingeschränkt werden. Da sich in mehreren beobachteten Lichtkurven zwei trogartige Strukturen zeigten, die für die Zeitbestimmung mehrdeutige Ergebnisse und auch z.T. gravierende Abweichungen der Trogzeit von dem erwarteten Wert ergaben, wurde für ein besseres Verständnis und zur Gewinnung von grundlegenden Systemparametern ein Modell entwickelt, welches gemäß dem Ansatz von Cropper (1988) und Geckeler (1998) die wesentliche Geometrie der magnetischen Ankopplung des überfließenden Materiestromes bis zum Akkretionspunkt auf dem weißen Zwerg repräsentiert. Dabei konnte festgestellt werden, dass die beobachtbare Variation im Wesentlichen durch die nichtisotrope Abstrahlungscharakteristik der in der Akkretionsregion stattfindenden Prozesse (Bremsstrahlung, Zyklotronstrahlung, Schwarzkörperstrahlung) hervorgerufen wird. Die Anpassung der simulierten Lichtkurve an die Röntgen- und optischen Daten konnte mit der Annahme von zwei Akkretionspolen zur Deckung gebracht werden. Die Bestimmung der Systemparameter ergab eine Inklination von 76.2(2)deg und eine Kolatitude von 89.1(3)deg (Röntgenbereich) bzw. 47.3(6)deg (optischer Bereich); der Magnetosphärenradius (Ankopplungspunkt) betrug 3.5(2) Rwd. Aus der von Imamura & Durisen (1983); Wickramasinghe & Meggitt (1985) berechneten Abstrahlungscharakteristik ergab sich eine polare Magnetfeldstärke von 41.4(8) MG und eine Größe der Akkretionsregion von 102 Rwd2.

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Last modified 09 Aug 2004
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