Analyse der Pulsprofile von Hercules X-1 und anderer binärer Röntgenpulsare

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URI: http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bsz:21-opus-2128
http://hdl.handle.net/10900/48141
Dokumentart: Dissertation
Date: 2000
Language: German
Faculty: 7 Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
Department: Sonstige - Mathematik und Physik
Advisor: Ruder, Hanns
Day of Oral Examination: 2000-12-18
DDC Classifikation: 520 - Astronomy and allied sciences
Keywords: Röntgenpulsar , Doppelstern , Akkretionsscheibe , Akkretionssäule , Neutronenstern
Other Keywords: Röntgenpulsar , Röntgenquelle / Doppelstern , Akkretionsscheibe , Akkretionssäule , Neutronenstern
X-Ray Pulsar , Binary , Accretion Disk , Accretion Column , Neutron Star
License: Publishing license including print on demand
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Inhaltszusammenfassung:

Die Form der Pulse binärer Röntgenpulsare ist für jede Quelle charakteristisch. Die beobachteten Pulsprofile sind energieabhängig und i.a. deutlich asymmetrisch. Letzteres ist mit der Vorstellung eines idealen magnetischen Dipolfelds und axialsymmetrischer Emission an den magnetischen Polen der Neutronensterne nicht vereinbar. Das Zustandekommen der verschiedenen Pulsformen und die Ursachen für ihre Asymmetrie konnten bisher nicht eindeutig geklärt werden. In dieser Arbeit wird ein Verfahren zur weitgehend modellunabhängigen Analyse der Pulsprofile von Röntgenpulsaren vorgestellt und seine Anwendung auf Beobachtungsdaten von Her X-1, Cen X-3 und Vela X-1 beschrieben. Bei dieser Analysenmethode wird die Asymmetrie der Pulsprofile benutzt, um auf der Grundlage einiger sehr allgemeiner Symmetrieannahmen die Pulsargeometrie und die Strahlungscharakteristik unmittelbar aus den beobachteten Pulsprofilen zu erschließen. Ausgehend von der Annahme, dass die Ursache für die Asymmetrie der beobachteten Pulsprofile ein etwas gestörtes magnetisches Dipolfeld ist, konnte mit der Analysenmethode die Geometrie der Röntgenpulsare Her X-1 und Cen X-3 bestimmt und die sichtbaren Bereiche ihrer Strahlungscharakteristiken rekonstruiert werden. Letztere können als eine Kombination aus 'Fan-' und 'Pencil-Beam' interpretiert werden. Im Fall von Vela X-1 war es nicht möglich auf eine eindeutige Geometrie und Strahlungscharakteristik zu schließen. Es lassen sich jedoch Lösungen finden, die auf eine Strahlungscharakteristik führen, die denen von Her X-1 und Cen X-3 sehr ähnlich ist. Die systematischen Änderungen der Pulsformen während des 35-d-Zyklus von Her X-1 können mit einem Modell der sukzessiven Abschattung der Emissionsregionen durch den Innenrand der Akkretionsscheibe erklärt werden. Darüber hinaus ergibt sich, dass die Anwendbarkeit der Methode von der Größe des in den Pulsprofilen enthaltenen gepulsten Anteils der Strahlung abhängig ist.

Abstract:

The shape of the pulses of binary X-ray pulsars is characteristic for each source. The observed pulse profiles depend on energy and most of them show a significant asymmetry. The latter cannot be explained with the simple model of an ideal magnetic dipolar field and axially symmetric emission at the magnetic poles of the neutron star. The cause for the appearance of the different pulse shapes and their asymmetry is not well understood so far. In this work a procedure is presented to analyze the pulse profiles of accreting X-ray pulsars in a way that is independent of any specific emission model, and its application on satellite-data of Her X-1, Cen X-3 and Vela X-1 is described. In this method of analysis, the asymmetry of the pulse profiles is used to deduce the pulsar geometry and the beam pattern directly from the observed pulse profiles on the basis of only a few fundamental assumptions. Starting from the assumption of a somewhat distorted magnetic dipole as sole cause of the asymmetry of the observed pulse profiles, it was possible to obtain the geometry of the X-ray pulsars Her X-1 and Cen X-3 and to reconstruct the visible part of their beam patterns. The resulting beam patterns can be interpreted as a combination of fan- and pencil-beams. In the case of Vela X-1 it was not possible to deduce the geometry and the beam pattern from the observed pulse profiles in a unique way. Nevertheless one can find solutions that lead to a beam pattern which is very similar to those of Her X-1 and Cen X-3. The systematic changes of the pulse shapes during the 35-d cycle of Her X-1 can be explained with a model of the emission regions being successively obscured by the inner edge of the accretion disc. It is also found that the applicability of the method depends on the pulsed fraction of the pulse profiles.

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