Inhaltszusammenfassung:
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 10^12G
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/10^12G 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.
Abstract:
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.
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 ~10^12G.
Although the strength of the magnetic fields of neutron stars was
estimated to be of the order of 10^12G 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 10^12G. 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/10^12G 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.