IMPORTANT NOTE: You are advised to consult the publisher's version (publisher's PDF) if you wish to cite from it. Please check the document version below.
Document Version
Publisher's PDF, also known as Version of record
Publication date: 2018
Link to publication in University of Groningen/UMCG research database
Citation for published version (APA):
Wang, Y. (2018). Disc reflection in low-mass X-ray binaries. Rijksuniversiteit Groningen.
Copyright
Other than for strictly personal use, it is not permitted to download or to forward/distribute the text or part of it without the consent of the author(s) and/or copyright holder(s), unless the work is under an open content license (like Creative Commons).
Take-down policy
If you believe that this document breaches copyright please contact us providing details, and we will remove access to the work immediately and investigate your claim.
Downloaded from the University of Groningen/UMCG research database (Pure): http://www.rug.nl/research/portal. For technical reasons the number of authors shown on this cover page is limited to 10 maximum.
Nederlandse samenvatting 135
Nederlandse samenvatting
Sterrenkundige objecten trekken materie aan door hun zwaartekracht. Dit proces heet accretie en komt op bijna alle schalen voor in het heelal. Röntgendubbelsterren, een klasse van dubbelsterren die veel lichtkracht in het Röntgenbereik hebben, zijn uitermate geschikte proefopstellingen om het accretieproces te bestuderen.
Röntgendubbelsterren bestaan uit een compact object, dit kan een zwart gat of een neutronenster (NS) zijn, en een begeleidende ster, die om een gemeenschappelijk zwaartepunt draaien. Deze systemen zijn te verdelen in twee categoriën, waarbij het onderscheid veroorzaakt wordt door de massa van de begeleidende ster. De twee categoriën zijn hoge massa Röntgendubbelsterren (afgekort HMXB, van de Engelse benaming high mass X-ray binaries) en lage massa Röntgendubbelsterren (afgekort LMXB, van de Engelse benaming low mass X-ray binaries).
De begeleidende ster in een LMXB is meestal een hoofdreeks ster van het late type of een witte dwerg met een massa lager dan een zonsmassa. De materie in de buitenste lagen van de begeleidende ster wordt weggestript en geaccreteerd op het compacte object. De materie, die wordt overgedragen, kan niet rechtstreeks geaccreteerd wor-den door de aanwezigheid van een grote hoeveelheid impulsmoment, daardoor vormt zich een draaiende schijf: De accretieschijf. De Röntgenstraling ontstaat bij het om-zetten van zwaarte-energie naar straling door visceuze processen. Des te verder naar binnen, des te heter wordt de schijf. De temperatuur van de schijf kan oplopen tot enkele miljoenen graden in de gebieden dicht bij het compacte object. De Röntgen-spectra van deze systemen kunnen echter doorlopen tot 100 keV. De schijf kan niet het enige gebied kan zijn dat Röntgenstraling produceert, aangezien de temperatuur van de schijf ontoereikend is om r¨ntgenstraling van zulke hoge energie te produceren. Het gebied dat deze hoog energetische straling produceert heet de corona. De co-rona bevat hete elektronen en produceert hoge energetische fotonen door het inverse Compton-effect, waarbij fotonen door botsingen met hete elektronen extra energie
delleerd worden met een afgekapte machtsfunctie, waarbij de afkapping plaatsvindt bij hoge temperaturen. Als het compacte object een neutronenster is in een LMXB, dan is er een derde, zachte thermische component. Deze compenent heeft een iets hoger temperatuur dan de accretieschijf.
Daarnaast wordt er vaak nog een reflectiecomponent waargenomen in zulke spectra. Deze component kun je interpreteren als het gevolg van hoog energetische fotonen uit de corona, die de optisch dichte accretieschijf bestralen. De meest opvallende onderdelen van het reflectiespectrum zijn een ijzeremmissielijn bij 6.4–7 keV en een Compton-bult bij 10–30 keV.
Mijn werk in dit proefschrift is vooral gericht op de reflectiecomponent en de bin-nenste materiestroom, vlakbij het compacte object. Daarbij heb ik gebruik gemaakt van zowel Röntgenspectrum- en timing analyse om deze Röntgendubbelsterren te bestuderen.
In hoofdstuk 2 hebben we twee XMM-NEWTONwaarnemingen van het kandidaat-zwarte gat 4U 1630–47 tijdens de uitbarsting in 2012 opnieuw geanalyseerd. Voor deze waarnemingen is eerder geclaimd dat er Dopplerverschoven emmissielijnen aanwezig zijn in het spectrum. Daarbij worden deze lijnen geïnterpreteerd als ba-ryonische materie in de jet. Wij hebben een alternatief model toegepast, dat, zonder Dopplerverschoven emmissielijnen nodig te hebben, goed aansluit bij het spectrum. Tegelijkertijd heeft ons model minder vrije parameters en sluit het beter aan bij re-cente calibratiegegevens. Onze verklaring voor de aanwezigheid van deze lijnen in het spectrum is, dat ze veroorzaakt worden door afwijkende abundanties van zwavel en ijzer in het interstellaire medium (ISM) tussen ons en de bron. Dit hoofdstuk laat zien, dat het belangrijk is om de abundantie in ISM correct mee te nemen in spectrale analyses.
In hoofdstuk 3 modelleren we het spectrum van NS LMXB 4U 1636–53. Eerder gepubliceerde modellen hadden een een hoge inclinatie nodig om te waarnemen te verklaren. Door de geometrie van systemen met een hoge inclinatie, verwacht je dat er regelmatig eclipsen optreden. Een eclips wordt echter niet waargenomen bij dit object, waardoor een hoge inclinatie onlogisch is. We hebben waarnemingen van de LMXB in drie toestanden geanalyseerd en met drie modellen gemodelleerd. Een van
Nederlandse samenvatting 137 onze modellen geeft een inclinatiehoek van 56 graden. Met deze hoek is geen eclips meer nodig en komt dus overeen met de timing data. Dit hoofdstuk laat zien dat het belangrijk is om de geometrie van de corona in het accreterende systeem te begrijpen. In hoofdstuk 4 fitten we zowel de NUSTAR als SWIFTspectra van het kandidaat-zwarte gat, IGR J17091–3624, gedurende haar uitbarsting in 2016. Het doel is om de evolutie van de spectrale parameters gedurende de uitbarsting te modelleren. Vooral tijdens de zogenaamde hartslagcyclus. De fits laten zien dat de weerkaatste emissie sterk gecorreleerd is met de directie emissie in de over de tijd gemiddelde spectra, maar dat de twee waardes onafhankelijk van elkaar variëren in de fase-opgeloste spectra. Verder hebben we, door gebruik te maken van de fase-opgeloste spectra, het bereik waarbinnen de waarde van de spin van het zwarte gat ligt weten te verkleinen. De fase-opgeloste spectroscopie heeft ons begrip van IGR J17091–3624 verbeterd. Dit suggereert dat timing analyse vaker toegepast zou moeten worden, naast spectrale analyse.
In hoofdstuk 5 fitten we vijf XMM-NEWTONspectra van de NS LMXB 4U 1728– 34 met enkele reflectiemodellen. Het resultaat was dat bijna al deze modellen een hogere ijzer-abundantie, tot tien maal de abundatie in de zon, nodig hebben. Om te controleren of deze onnatuurlijk hoge waarde veroorzaakt wordt door de afwezigheid van harde fotonen, hebben we NUSTAR waarnemingen in het energiebereik 3.5– 50 keV en 3.5–11 keV, samen met gelijktijdige SWIFTwaarnemingen gemodelleerd. De conclusie is dat de ijzer-abundantie toeneemt van ongeveer twee maal de waarde van de zon tot ongeveer acht maal de waarde van de zon, als de harde fotonen missen. Dit werk toont duidelijk aan dat data van XMM-NEWTONalleen niet voldoende zijn om reflectie in Röntgendubbelsterren te bestuderen.
Spectroscopie is een veel gebruikte methode om de fysica en geometrie te bestude-ren van Röntgendubbelsterbestude-ren. De combinatie van spectroscopie en timing analyse geeft echter de mogelijkheid om deze systemen beter en uitgebreider te begrijpen. In hoofdstuk 6 benoem ik nog een aantal potentiële projecten om dit inzicht in de praktijk te brengen, waaraan ik in de toekomst graag ga werken.
