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Institut für Astronomie und Astrophysik

Abteilung Astronomie

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Dissertation Ingo Kreykenbohm


X-ray spectra of highly magnetized neutron stars in binary systems

Summary.
Accreting neutron stars have been enigmatic objects from the very beginning. While the very concept of an object as small as a little town (radius ~10km) having a mass of at least 1.4 solar masses is already awesome in itself, more and more mysteries were revealed with time.
If such a neutron star is forming a binary system with a stellar companion, it can accrete material from its companion (see Section 2.3). Due to the depth of the gravitational well of the neutron star, the material gains tremendous speed during the accretion process. The kinetic energy is released when the material is stopped on (or close to) the surface of the neutron star in form of hard X-rays; therefore these systems are called X-ray binaries. The formation of neutron stars and binary system is therefore discussed in Chapter 2.
The discovery of pulsations proved that the neutron stars were spinning with high frequencies: the fastest rotating neutron star known nowadays is PSR 1937+21 (Ashworth et al. 1983) with a spin period of 1.5ms, very close to the break-up frequency. The pulsations also showed that the emission is not originating from the whole surface of the neutron star, but from one or two hot spots. This again revealed another striking feature of neutron stars: magnetic fields with a strength B of the order of ~1012G.
These magnetic fields disrupt the accretion flow and funnel the material along the magnetic field lines to the magnetic poles giving rise to two hot spots.
Although the strength of the magnetic fields of neutron stars was estimated to be of the order of 1012G from the very beginning, a direct observational proof was still missing. In 1976, Trümper et al. (1978) observed a cyclotron resonant scattering feature (CRSF) in the spectrum of Hercules X-1. CRSFs are due to the quantization of the kinetic energy of electrons in B-fields of the order of 1012G. This means that the energy of the electrons can only have discrete values: multiples of the cyclotron energy, so called Landau levels. Since photons with Ecyc=h * nu are (almost) instantly absorbed by an electron, they have a very small mean free path, and cannot escape the X-ray formation region. The photons can only leave the plasma if their energy has changed to slightly higher or lower energies due to numerous scattering processes giving rise to an absorption line like feature in the spectrum at the cyclotron energy - a CRSF. CRSFs allow a direct estimate of the magnetic field strength via the 12-B-12 rule:
Ecyc = 11.6 x B/1012G kev.
If a CRSF is observed in the spectrum of a neutron star, the strength of the magnetic field can be directly assessed from the energy of the CRSF (after taking gravitational redshift into account which amounts to 25%).
In this thesis I used high quality data from NASA's Rossi X-ray Timing Explorer (see Chapter 4) whose spectral broad band and timing capabilities make it an ideal instrument to study accreting pulsars. I analyzed data of Vela X-1 (Chapter 5) and GX 301-2 (Chapter 6), both consisting of a neutron star and an evolved blue supergiant companion. Both chapters are based on publications in Astronomy & Astrophysics (Kreykenbohm at al. 2002a, 2004).
In the case of Vela X-1, I addressed the question of the existence of a second CRSF in the spectrum. While one line at ~50kev has been observed by many instruments, a second line at ~24kev had been reported by Kretschmar et al. (1996), while other observers (Orlandini et al. 1997) could not detect this line. Using pulse phase resolved spectroscopy (in pulse phase resolved spectroscopy, separate spectra are derived and analyzed for individual sections of the pulse phase, thus deriving the evolution of the spectral parameters over the pulse), I was able to detect the line in some phase bins, while the line was weak (or insignificant) in other bins. The observed spectral parameters together with the variability of the line also explain why it is not always possible to detect the line.
In the case of GX 301-2, the CRSF at ~37kev (Mihara 1995) was already well known and no secondary line could be detected. Using phase resolved spectroscopy I, however, discovered that the CRSF is strongly variable over the pulse. The variations were not random but turned out to be strongly correlated. When the CRSF is deepest, its fractional width (sigma over energy) is also largest. This is especially interesting as Coburn et al (2002) found a similar correlation when analyzing a set of phase averaged spectra from a set of accreting X-ray pulsars.
The last chapter 7 is dedicated to future works: using phase resolved spectroscopy of archival RXTE data of many more sources will allow to study the previously discussed correlation in more detail. Furthermore, data of INTEGRAL with its broad band spectral coverage and unprecedented energy resolution, will be used to study the variation of CRSFs over the pulse in previously unknown detail.

Zusammenfassung:
Akkretierende Neutronensterne waren schon seit ihrer Entdeckung rätselhafte Objekte. Obwohl schon die Tatsache an sich, daß ein Stern mit gerademal der Größe einer kleinen Stadt (Radius ~10km) und einer Masse von mindestens 1.4 Sonnenmassen in höchsten Maße erstaunlich ist, wurden im Laufe der Zeit noch weitere bemerkenswerte Tatsachen über sie bekannt.
Wenn ein Neutronenstern mit einem normalen Stern ein Doppelsternsystem bildet, kann er Material von seinem Begleiter akkretieren (siehe Abschnitt 2.3). Da das Gravitationspotential des Neutronensterns sehr tief ist, wird das Material beim Fall auf den Neutronenstern stark beschleunigt. Die kinetische Energie wird beim Aufprall auf die Oberfläche des Neutronensterns in Form von Röntgenstrahlung freigesetzt.
Obwohl die ungefähre Stärke des Magnetfeldes des Neutronensterns aufgrund theoretischer Überlegungen schon länger auf ungefähr 1012G geschätzt wurde, so fehlte doch bis Mitte der 70er Jahre noch ein direkter Beweis. 1976 gelang Trümper et al. (1978) die Beobachtung einer Zyklotronresonanzlinie (engl. Cyclotron resonant scattering feature, kurz CRSF) im Spektrum von Herkules X-1. Zyklotronresonanzlinien entstehen durch die Quantisierung der Bewegungsenergie der Elektronen in starken Magnetfeldern; d.h. die Energie der Elektronen kann keine beliebigen Werte mehr annehmen, sondern nur noch vielfache der Zyklotronenergie: sie können sich nur noch auf so genannte Landau Niveaus aufhalten. Da Photonen mit Ecyc=h * nu fast instantan von einem Elektron absorbiert werden, haben sie eine extrem kleine freie Weglänge und können das Plasma im Entstehungsgebiet der Röntgenstrahlung quasi nicht verlassen. Sie können das Plasma also nur verlassen, wenn sich ihre Energie aufgrund von zahllosen Streuprozessen zu leicht höheren oder niedrigeren Werten verschiebt. Daher bildet sich im Spektrum bei der Zyklotronenergie eine Art Absorptionslinie aus. Anhand einer solchen Zyklotronresonanzlinie läßt sich mittels der 12-B-12 Regel direkt auf die Stärke des zugrunde liegenden Magnetfeldes schließen:
Ecyc = 11.6 x B/1012G kev.
Wenn nun eine Zyklotronresonanzlinie im Spektrum eines Neutronensterns beobachtet wird, kann man von der Energie der Linie unter Berücksichtigung der Gravitationsrotverschiebung von ca. 25% direkt auf die Magnetfeldstärke schließen.
In dieser Arbeit werden qualitativ hochwertige Daten von dem NASA Satelliten Rossi X-ray Timing Explorer (Beschreibung siehe Kapitel 4) verwendet. Dieser Satellit zeichnet sich durch seine große spektrale Bandbreite und hohe Zeitauflösung aus. Diese Eigenschaften machen ihn somit zu einem idealen Instrument für die Beobachtung von akkretierenden Röntgenpulsaren. Ich habe Daten von Vela X-1 (siehe Kapitel 5) und GX 301-2 (siehe Kapitel 6) ausgewertet; in beiden Fällen handelt es sich um Neutronensterne, die Materie von ihren entwickelten supermassiven blauen Begleitern akkretieren. Die Ergebnisse dieser Analysen wurden bzw. werden in der Zeitschrift Astronmy & Astrophysics publiziert (Kreykenbohm et al. 2002a, 2004).
Im Falle von Vela X-1 widmete ich mich der Frage, ob neben der bereits bekannten Zyklotronabsorptionslinie noch eine zweite Linie existiert. Während eine Linie bei ~50kev bereits von vielen Instrumenten beobachtet worden war, so war zwar eine zweite Linie bei der Hälfte der Energie, d.h. bei ~24kev, von Kretschmar et al. (1996) und anderen beobachtet worden, von z.B. Orlandini et al. (1997) und anderen jedoch nicht. Mithilfe von Pulsphasenspektroskopie (dabei gewinnt man Spektren von einzelnen Pulsphasenabschnitten, die man separat analysiert, um so Aussagen über die Entwicklung der spektralen Parameter im Verlauf des Pulses machen zu können) gelang es mir, die Linie in einigen Phasenbreichen nachzuweisen, während sie in anderen entweder nicht vorhanden oder nicht signifikant war. Aufgrund der resultierenden Parameter und insbesondere deren Variation im Verlauf des Pulses ist verständlich, warum die Linie nicht immer beobachtet werden kann.
Im Falle von GX 301-2 war nur eine Linie bei ~37kev (Mihara 1995) bekannt und ich konnte auch keine weitere Linie im Spektren entdecken. Mithilfe der Pulsphasenspektroskopie entdeckte ich jedoch, daß die bereits bekannte Linie im Verlauf des Pulses sehr stark variiert. Die Variationen der spektralen Parameter waren weiterhin nicht zufällig, sondern stark miteinander korreliert: in den Phasenbereichen, in denen die Zyklotronresonanzlinie am tiefsten ist, ist ihre Partialbreite (d.h. Breite geteilt durch Energie) ebenfalls am größten. Diese Korrelation ist deshalb besonders interessant, da Coburn et al. (2002) ebenfalls eine solche Korrelation fand, als er allerdings phasengemittelte Spektren von mehreren akkretierenden Röntgenpulsaren untersuchte.
 

Online-Publikation: http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bsz:21-opus-13625


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Last modified 05 Nov 2010
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