X-ray observations of the accreting Be/X-ray binary pulsar A 0535+26 in outburst

Abstract

Neutron stars are compact objects, characterized by R~10-14 km radius, M~1.4Msun and extremely high central densities ~10e15 g/cm^3. If they are part of a binary system, a flow of matter can take place from the companion star onto the neutron star. The accretion of matter onto neutron stars is one of the most powerful sources of energy in the universe. The accretion of matter takes place under extreme physical conditions, with magnetic fields in the range B~10^(8-15)G, which are impossible to reproduce on terrestrial laboratories. Therefore, accreting neutron stars are unique laboratories to study the matter under extreme conditions.

In this thesis, X-ray observations of the accreting Be/X-ray binary A 0535+26 during a normal (type I) outburst are presented. In this system, the neutron star orbits around the optical companion HDE 245770 in an eccentric orbit, and sometimes presents X-ray outbursts (giant or normal) associated with the passage of the neutron star through the periastron. After more than eleven years of quiescence, A 0535+26 showed outbursting activity in 2005. The normal outburst analyzed in this work took place in August/September 2005, and reached a maximum X-ray flux of ~400 mCrab in the 5-100 kev range. The outburst, which lasted for ~30 days, was observed with the RXTE and INTEGRAL observatories.

We have measured the spectrum of the source. In particular, two absorption-like features, interpreted as fundamental and first harmonic cyclotron resonant scattering features, have been detected at E~46 kev and E~102 kev with INTEGRAL and RXTE. Cyclotron lines are the only direct way to measure the magnetic field of a neutron star. Our observations have allowed to confirm the magnetic field of A 0535+26 at the site of the X-ray emission to be B~5x10^12 G.

We studied the luminosity dependence of the cyclotron line in A 0535+26, and contrary to other sources, we found no significant variation of the cyclotron line energy with the luminosity. Changes of the cyclotron line energy with the X-ray luminosity are thought to be related to a change in the height of the accretion column as the mass accretion rate varies.

A detailed timing analysis has been performed, and we find for the first time the onset of a spin-up, at a phase close to the periastron passage, during a normal outburst, providing evidence for an accretion disk around the neutron star. Energy-dependent pulse profiles of the source have been studied and compared to historical observations.

During the rising part of the outburst a series of flares were observed. RXTE observed one of these flares, and we found during the flare the energy of the fundamental cyclotron line shifted to a significantly higher position compared to the rest of the outburst. Also, the energy-dependent pulse profiles during the flare were found to vary significantly from the rest of the outburst. These differences have been interpreted in terms of a theoretical model, based on the presence of magnetospheric instabilities at the onset of the accretion.

We applied a decomposition method to A 0535+26 energy-dependent pulse profiles. Basic assumptions of the method are that the asymmetry observed in the pulse profiles is caused by non-antipodal magnetic poles, and that the emission regions have axisymmetric beam patterns. Using pulse profiles obtained from RXTE observations, the contribution of the two emission regions has been disentangled. Constraints on the geometry of the pulsar and a possible solution of the beam pattern are given. The reconstructed beam pattern is interpreted in terms of a geometrical model that includes relativistic light deflection.

Neutronensterne sind kompakte Objekte, mit einem Radius von 10-14 km, einer Masse von etwa 1.4 M_Sonne und extrem hoher zentraler Dichte von ~10^15 g/cm^3. Wenn sie Teil eines Doppelsternsystems sind, kann ein Überströmen der Materie vom Begleitstern auf den Neutronenstern stattfinden. Die Akkretion von Materie auf Neutronsterne ist eine der stärksten Energiequellen im Universum. Sie erfolgt unter extremen physikalischen Bedingungen mit Magnetfeldern im Bereich von B~10^(8-15) G. Das ist in irdischen Laboren nicht reproduzierbar. Daher sind akkretierende Neutronensterne einzigartige Laboratorien zur Untersuchung der Materie unter extremen Bedingungen.

In dieser Arbeit werden Röntgenbeobachtungen des akkretierenden Be/Röntgendoppelsternsystems A 0535+26 während eines normalen (Typ I) Ausbruchs präsentiert. In diesem System umkreist der Neutronenstern seinen optischen Begleiter HDE 245770 in einem stark exzentrischen Orbit und zeigt manchmal Röntgenausbrüche (extrem oder normal), die mit dem Durchlaufen des Periastrons des Neutronensterns in Zusammenhang gebracht werden. Nach mehr als elf Jahren in Ruhe zeigte A 0535+26 im Jahr 2005 einen Röntgenausbruch. Der in dieser Arbeit analysierte normale Ausbruch ereignete sich im August/September 2005 und erreichte einen maximalen Röntgenfluss ~400 mCrab bei 5-100 keV. Der etwa 30 Tage andauernde Ausbruch wurde mit den Satelliten RXTE und INTEGRAL beobachtet.

Wir analysierten das Spektrum der Quelle. Insbesondere zwei Absorptionslinien, als grundlegende und erste harmonische Zyklotronlinien interpretiert, wurden im Bereich von E~46 keV und E~102 keV festgestellt. Zyklotronlinien sind der einzige direkte Weg um die Magnetfeldstärke von Neutronensternen zu messen. Unsere Beobachtungen haben uns erlaubt, das Magnetfeld von A0535+26 am Ort der Röntgenemission mit B~5x10^12 G zu bestätigen.

Wir untersuchten die Leuchtkraft-Abhängigkeit der Zyklotronlinienenergie. Im Gegensatz zu anderen Quellen fanden wir in A 0535+26 keine signifikante Veränderung der Zyklotronlinienenergie mit der Leuchtkraft. Änderungen der Zyklotronlinienenergie mit der Röntgenleuchtkraft werden mit einer Änderung der Höhe der Akkretionssäule beim sich Ändern Massenakkretionsrate in Zusammenhang gebracht.

Wir führten eine detaillierte Timing-Analyse durch und finden zum ersten Mal das Auftreten eines Spin-up während eines normalen Ausbruchs in einer Phase nahe dem Periastron. Dies deutet auf das Vorhandensein einer Akkretions-scheibe um den Neutronenstern hin. Energieabhängige Pulsprofile der Quelle wurden untersucht und mit historischen Beobachtungen verglichen.

Während des Helligkeitsanstiegs zum Maximum wurden mit RXTE eine Reihe von Flares beobachtet. Wir stellten fest, dass während des Flare die Energie der grundlegenden Zyklotronlinie zu einem deutlich höheren Wert gegenüber dem Rest des Ausbruchs verschoben ist. Auch die energieabhängigen Puls-profile des Flare unterscheiden sich erheblich vom Rest des Ausbruchs. Diese Unterschiede wurden im Hinblick auf ein theoretisches Modell interpretiert, das auf dem Vorhandensein von magnetosphärischen Instabilitäten zu Beginn der Akkretion beruht.

Wir wendeten eine Dekompositionsmethode auf die energieabhängigen Pulsprofile von A0535+26 an. Grundlegende Annahmen der Methode sind, dass die Asymmetrie in den Pulsprofilen durch nicht-antipodale magnetische Pole verursacht wird und dass die Emissionsregion axialsymmetrische Strahlungscharakteristiken zeigt. Mit Hilfe von Pulsprofilen aus RXTE-Beobachtungen wurden die Beiträge der beiden Emissionsregionen in einzelne Komponenten zerlegt. Einschränkungen bezüglich der Geometrie und eine mögliche Lösung der Strahlungscharakteristik des Pulsars werden aufgezeigt. Die rekonstruierte Strahlungscharakteristik wird in Form eines geometrischen Modells, das die relativistische Lichtablenkung beinhaltet, interpretiert.