Please use this identifier to cite or link to this item: http://hdl.handle.net/11527/16227
Title: An observational study of accreting millisecond X-ray pulsars: from accretion to the rotation powered stages
Other Titles: Milisaniye X-ışını pulsarlarının gözlemsel incelenmesi: Kütle aktarım evresinden radyo pulsarı evresine
Authors: Ekşi , Kazım Yavuz
Güngör, Can
444246
Fizik Mühendisliği
Physics Engineering
Keywords: Astronomi ve Uzay Bilimleri
Fizik ve Fizik Mühendisliği
Astronomy and Space Sciences
Physics and Physics Engineering
Issue Date: 2016
Publisher: Fen Bilimleri Enstitüsü
Institute of Science and Technology
Abstract: Düşük kütleli X-ışını çiftleri, bir bileşeni tıkız nesne $-$ beyaz cüce, nötron yıldızı ya da kara delik $-$ diğer bileşeni ise Güneş kütlesinden daha düşük kütleli bir yıldız ($M_{\rm c}~\lesssim~1\,M_{\odot}$) olan, birbirlerine kütle çekimsel olarak bağlı ve ortak kütle merkezi etrafında dolanan çift sistemlerdir. Bu tür sistemlerde gözlenen ışıtmanın kaynağı düşük kütleli bileşenden tıkız nesne üzerine aktarılan kütlenin çekimsel potansiyel enerjisinin X-ışın akısına dönüşmesidir. Düşük kütleli yıldız, evrimi sonucunda kendi eşpotansiyel yüzeyini doldurur ve birincil Lagrange noktasından tıkız nesnenin eşpotansiyel yüzeyi içerisine madde aktarır. Bu mekanizma Roche Lob taşması olarak isimlendirilir. Kütle aktarımı yapan yıldızın kendi ekseni etrafında dönmesi ve kütle merkezi etrafında dolanması kaynaklı sahip olduğu açısal momentumunun sonucu olarak, aktarılan madde doğrudan tıkız nesne üzerine düşmek yerine etrafında bir toplanma diski oluşturur. Tıkız nesnenin manyetik alanı, açısal dönme hızı ve etrafında oluşan diskin morfolojisi, kütle aktarımının gerçekleşip gerçekleşmeyeceğini veya nasıl gerçekleşeceğini belirler. Bu olguya disk$-$manyetosfer etkileşiminin evreleri denir. Disk$-$manyetosfer etkileşim evreleri şu şekilde özetlenebilir; \textit{(i) Kütle aktarım evresi:} Eğer toplanma diskinin iç yarıçapı, $R_{in}$, eşdönme yarıçapından, küçük ise madde, manyetik alan çizgilerini takip ederek nötron yıldızının manyetik kutuplarına akar. \textit{(ii) Pervane evresi:} Eğer diskin iç yarıçapı eş dönme yarıçapından büyük ışık silindiri yarıçapından, küçük ise diskin dış kısımlarından diskin iç kısımlarına doğru taşınan maddenin tamamı merkezkaç bariyerinden dolayı yıldız üzerine düşemez, fakat bir kısmı manyetik kutuplara akabilir. Bu aşamada yıldız üzerine düşen madde miktarı kütle aktarım aşamasına göre oldukça düşük olduğu için X-ışını akısında düşüş gözlemlenmesi beklenir. \textit{(iii) Radyo pulsarı evresi:} Eğer diskin iç yarıçapı ışık silindiri yarıçapından büyük ise disk ve manyetosfer arasında herhangi bir etkileşim söz konusu değildir ve kütle aktarımı gerçekleşmez. Dolayısıyla bu aşamada gelen X-ışını akısı, akan maddenin gravitasyonel enerjisi kaynaklı değildir. Bu evredeki X-ışın akısının kaynağı nötron yıldızı dönme hızının yavaşlaması yani dönme kinetik enerjisi kaybıdır. Milisaniye Pulsarları, 1 -- 10 milisaniye mertebesinde dönme dönemine sahip görece yaşlı nötron yıldızlarıdır. İzole bir nötron yıldızı oluşumundan itibaren açısal momentum kaybeder. Çift yıldız sistemlerinde ise nötron yıldızı kütle aktarımı neticesinde açısal momentum kazanır. Bu süreç, tüm yaşamı boyunca üzerine madde aktarımı gerçekleşmiş bir milisaniye pulsarının milyar yıllık evrimidir. Yıldız bu milyar yıllık evrim boyunca disk $-$ manyetosfer etkileşim evrelerini geçirir. Düşük kütleli X-ışın çiftlerinin bir alt dalı olan kütle aktarımlı milisaniye pulsarları, milyar yıllık bu evrim sürecini, gözlenebilir zaman aralıklarında çevrimsel olarak tekrarladıkları için nötron yıldızı disk etkileşimin evrelerinin $-$ \textit{kütle aktarımı, pervane, radyo pulsarı} $-$ anlaşılması adına eşi bulunmaz birer laboratuvar niteliği taşırlar. Kütle aktarımlı milisaniye pulsarları X-ışın ışık eğrilerinde çevrimsel parlamalar gösterirler (Aql~X--1 örneğinde yaklaşık her yıl bir parlama). Tipik bir çevrim, X-ışını ışık eğrisinde, sakin evre (quiescent) ve parlama (outburst) evresi olarak iki ayrı bölümden oluşur. Parlamalar, hızlı akı artışı ve üstel bir iniş kolu olarak kendini gösterirler. Çoğu parlamanın iniş kolunda akı azalış hızının birden arttığı bir kırılma mevcuttur. Bu kırılma, bazı çalışmalarda kütle aktarım aşamasından pervane aşamasına geçiş olarak yorumlanmıştır. X-ışın ışık eğrisinde görülen bu kırılmadan sonraki akı değerinin hala sakin evre akı değerinden yüksek olduğu düşünülürse madde aktarımının kütle aktarım evresindeki kadar yüksek miktarda olmasa da hala devam ettiği sonucuna varılır. Gözlenen X-ışın akısının büyük bir çoğunluğu nötron yıldızı kutuplarına akan maddenin kütle çekimsel potansiyel enerjisinden kaynaklansa da diskin iç kısımlarının da bu akıya katkısı vardır. Başka bir değişle, gözlenen akı kutuplardan ve diskin iç ısımlarından gelen toplam akıdır. Pervane aşamasında diskin dış kısımlarından iç kısımlarına taşınan maddenin ne kadarlık bir kısmının ($f \equiv \dot{M}_{\ast}/\dot{M}$) yıldızın kutuplarına yağdığının gözlemsel yollarla araştırılabilmesi için önce kutuplardan gelen akı toplam akıdan ayrıştırılarak sadece kutuplardan gelen akı için X-ışın ışık eğrisi oluşturulmalıdır. Bu tez çalışmasında, kütle aktarımlı milisaniye pulsarlarında disk $-$ manyetosfer \hbox{etkileşim} evrelerinin X-ışın ışık eğrisiyle ilişkilendirilmesi, özellikle pervane aşamasında yıldız üzerine yağan kütle miktarının diskin dış kısımlarından iç kısımlarına taşınan madde miktarına oranının hesaplanması ve farklı sistemlerde bu mekanizmanın nasıl işlediğinin araştırılması amaçlandı. İlk olarak en bilinen kütle aktarımlı milisaniye pulsarlarından biri olan Aql~X--1'ın parlamaları incelendi. Aql~X--1, parlamaları X-ışını uyduları aracılıyla 20 yılı aşkın bir süredir takip edilen, X-ışında parlak ve her yıl parlama gösteren bir kaynak olması sebebiyle parlama sınıflarının araştırılması için oldukça uygun bir kaynaktır. Öncelikle, {\it Rossi X-ray timing explorer} (RXTE) X-ışın uydusu üzerine konuşlanmış {\it all-sky monitor} (ASM) ve {\it uluslararası uzay istasyonu} (ISS) üzerine konuşlanmış {\it monitor of all-sky X-ray image} (MAXI) dedektörlerinden Aql~X--1'a ilişkin tüm parlaklık verisi kullanılarak 20 yıllık X-ışın ışık eğrisi oluşturuldu. Daha sonra, parlamaların morfolojik olarak karşılaştırması adına, bu süreçte görülen tüm parlamalar, başlangıç zamanınlarına göre kalibre edilerek üst üste çakıştırıldı. Bunun sonucunda, Aql~X--1'da görülen parlamaların, {\it zaman -- akı} uzayında gelişi güzel dağılmak yerine, ulaştıkları maksimum akı değerleri ve parlama sürelerine göre üç ana sınıfta toplandıkları görüldü; \textit{(i)} {\ $\sim$~50 -- 60} gün süren ve $\sim$~37 -- 61 cnt/s akı değerine ulaşan parlamalar. \textit{(ii)} {\ $\sim$~40 -- 50} gün süren ve $\sim$~13 -- 25 cnt/s akı değerine ulaşan parlamalar. \textit{(iii)} $\sim$~20 gün süren ve $\sim$~17 -- 25 cnt/s akı değerine ulaşan parlamalar. Belirlenen bu üç sınıf arasındaki farkların daha detaylı ortaya çıkarılabilmesi için parlamaların akı değerlerinin zaman türevinin evrimi ve akı $-$ akı türevi faz$-$uzayındaki davranışı incelendi. Bu sınıfların arkasındaki fizik ancak gözlemlerin detaylı analizleri sonuçları çıkarılabilir. Bu noktada, \mbox{Aql~X--1'ın} \textit{i}. sınıfa ait 2000 ve 2011 parlamalarının ve \textit{ii}. sınıfa ait 2010 parlamasının RXTE/\textit{proportional counter array} (PCA) verisinin tayfsal analizi yapıldı. Tayf modeli olarak XSPEC tayf analiz programında tanımlı olan, ısısal ve ısısal olmayan sıcak plazma salmasını birlikte temsil eden EQPAIR modeli kullanıldı. Bu modele ayrıca, salma demir (Fe K$\alpha$) çizgisini temsil eden Gauss bileşeni eklendi. Tayf analizi sonucunda bu üç parlamanın ışık eğrisi ve modelde kullanılan serbest parametrelerin $-$ korona optik derinliği ($\tau$), kaynak foton karacisim sıcaklığı ($kT_{\rm bb}$) ve X-ışın sertlik oranı ($l_{\rm h}$) $-$ zaman içerisindeki evrimleri elde edildi. Bu çalışmanın sonucunda, maksimum akı değerleri ve süreleri farklı olan bu üç parlama grubu için, fiziksel parametrelerin zaman içerisinde aynı trendi takip ettikleri görüldü. Bu bilginin ışığında farklı sınıflara ait parlamaların aynı fiziksel olgunun farklı şiddetlerde gerçekleştiği sonucuna ulaşıldı. Bu tez çalışmasında ayrıca, disk $-$ manyetosfer etkileşim evrelerinden pervane evresine yoğunlaşıldı ve parlamaların X-ışın ışık eğrileri iniş kolunda görülen kırılmanın kütle aktarımı aşamasından pervane aşamasına geçiş olduğu kabulü yapılarak, bu evrede yıldız üzerine yağan madde miktarının diskin iç kısımlarına aktarılan madde miktarına oranını, sadece, yıldızın dönme frekansının diskin iç kısımlarındaki Kepler frekansına oranı olan boyutsuz bir parametreye (\textit{dönme hızı} parametresi, $\omega_{\ast}$) bağlı bir fonksiyon olarak $f=\dot{M}_{\ast}/\dot{M}=f(\omega_{\ast})$) belirlenmesini sağlayan bir yöntem geliştirildi. Bu yöntemde, X-ışın ışıtma değerleri kütle oranı \textit{f}'e, parlamanın zaman ölçeği ise dönme hızı parametresine dönüştürülerek parlamanın ışık eğrisi birimsiz $f - \omega_{\ast}$ uzayında temsil edildi. Bu da, farklı maksimum parlaklık değeri ve farklı sürelere sahip parlamaların karşılaştırılabilmesi olanağı sağlamaktadır. Bu tez çalışması kapsamında, Aql~X--1'ın 2000 ve 2011 parlamalarının RXTE/PCA dedektöründen alınan verisinin ve 2013 parlamasının {\it Swift gamma-ray burst mission/X-ray telescope} (SWIFT/XRT) dedektöründen alınan verisinin tayfsal analizi yapıldı. Tayf modeli olarak, manyetik kutuplardan gelen akıyı temsil eden \textit{karacisim}, ısıtılmış diskin iç bölgesinden gelen katkıyı temsil eden \textit{disk karacisim} ve demir çizgisini temsil eden \textit{Gauss} modellerinin kombinasyonu kullanılarak sadece manyetik kutuplardan, başka bir deyişle sadece yıldız yüzeyine akan maddenin kütleçekimsel potansiyel enerjisinden kaynaklı akı için ışık eğrisi oluşturuldu. Elde edilen bu ışık eğrilerine geliştirdiğimiz model uygulanarak bu üç parlama için $f=f(\omega_{\ast})$ elde edildi ve sonuç olarak farklı şiddet ve sürelerde gerçekleşen bu üç parlamanın $f - \omega_{\ast}$ uzayında aynı evrimi geçirdikleri ve tek bir sistem için $f$ fonksiyonunun evrensel bir fonksiyon olması gerektiği tartışıldı. Bu tez çalışmasının planı şu şekildedir: 1.~bölümde nötron yıldızları, nötron yıldızı ailesi, X-ışın çiftleri ve daha spesifik olarak kütle aktarımlı milisaniye pulsarlarının fiziksel yapısı hakkında temel bilgi verildi. 2.~bölümde ise bu tez çalışması kapsamında verileri kullanılan X-ışın gözlemevleri tanıtıldı. 3.~bölümde milisaniye X-ışını pulsarlarında görülen parlamaların kaç farklı şekilde gerçekleştiği incelendi ve Aql~X--1'ın parlamaları için geliştirilen yeni bir sınıflama tanıtıldı. Bu konuda ayrıca, tayfsal modelleme yardımıyla farklı sınıfların arasındaki fiziksel ilişkiler araştırıldı. 4.~bölümde, pervane aşamasında nötron yıldızının manyetik kutuplarına yağan madde miktarının gözlemsel yöntemlerle hesaplandığı yeni bir yöntem tanıtıldı ve bu yöntemin farklı parlamalara uygulamaları sunuldu. Son olarak, elde edilen tüm bulgular ve araştırılan yöntemler 5.~bölümde özetlendi.
Low mass X-ray binaries are systems containing a compact object$-$a white dwarf, a neutron star or a black hole$-$and a low mass companion ($M_{\rm c}~\lesssim~1\,M_{\odot}$). The luminosity that we observe, originates mainly from accretion onto the surface of the compact object via Roche lobe overflow from the low mass companion, also called donor star. Since the transferred material has angular momentum due to the rotation of the donor star, the material forms an accretion disk around the compact object rather than to fall directly. Depending on the morphology of the disk angular velocity and the magnetic field of the compact object, different stages of disk $-$ magnetosphere interaction, are expected. These stages can be summarised as; \textit{(i)} The \textit{accretion} stage in which the inner radius of the disk, $R_{\rm in}$, is smaller than the corotation radius,resulting the most (if not all) of the infalling mass flux to reach to the polar cap of the \ac{NS}. \textit{(ii)} The \textit{propeller} stage in which $R_{\rm in}>R_{\rm c}$ resulting with none (if not a small fraction) of the inflowing mass to reach the surface of the \ac{NS} due to centrifugal barrier formed by the rapidly rotating magnetosphere. \textit{(iii)} The \textit{radio pulsar} stage in which the $R_{\rm in}$ is even further away from the \ac{NS}, possibly larger than the light cylinder radius. \acp{MSP} are \acp{NS} with the rotation period of 1 -- 10 milliseconds. These object are thought as the result of accretion in LMXBs since the material also transfers angular momentum and causes \textit{spin up} process of the NS. Accreting millisecond X-ray pulsars which is a subclass of LMXB are very important objects for studying the stages of disk $-$ magnetosphere interaction as these objects may show different stages in an observable duration. AMXPs show cyclic outbursts in their X-ray light curves. A typical X-ray light curve of an outburst of an AMXP has a fast rise and an exponential decay phases. Most of the light curves show a \textit{knee} where the flux goes from the slow decay stage to the rapid decay stage. This knee may be linked to the transition from the accretion stage to the propeller stage. Since, after the knee, the X-ray luminosity of the source is still higher than its quiescent level, the accretion from inner disk must be continuing in the propeller stage with a lower fraction than in the accretion stage. The X-ray does not only arise from accretion onto the poles but the inner parts of the disk may also contribute to the total X-ray luminosity. To infer what fraction ({\it f}) of the inflowing matter accretes onto the \ac{NS}, the emission originating from the disk should be first eliminated and a light curve of X-ray emission of the magnetic poles must be obtained. In this study, to clarify the propeller effect and the connection between the outbursts and the stages of the disk magnetosphere interaction, firstly, outburst classes in these systems are investigated. Since one of the most well known AMXP, Aql~X--1 is a very bright source in the X-ray band and has frequent outbursts ($\sim$ 1 per year), a broad classification of all outbursts detected with ASM on RXTE and the monitor of all sky X-ray image (MAXI) aboard the international space station (ISS) are presented.According to new classification method based on the duration and the maximum flux, three types of outbursts of Aql~X--1 are identified; \emph{long-high}, \emph{medium-low}, and \emph{short-low}. Then, the trends in the ``phase-space'' of flux derivative versus flux to demonstrate the differences in the three identified outburst types are analysed. Also spectral modelling of the observations of Aql~X--1 performed by the proportional counter array (PCA) onboard RXTE during the 2000 and the 2011 outbursts of the long-high class and the 2010 outburst of the medium-low class, are executed. As a spectrum model, a hybrid thermal/non-thermal hot plasma emission model (\textit{EQPAIR} in XSPEC) together with a Gaussian component to model the Fe K$\alpha$ emission line is used. Time histories of the source flux and the parameters; optical depth of the corona ($\tau$), the seed photon temperature ($kT_{\rm bb}$) and the hard state compactness ($l_{\rm h}$) for these three outbursts are constructed. As a result of this work, it is shown that the physical parameters of either class reaches the same values throughout the outbursts, the only difference being the maximum flux. In light of this, it is argued that irradiation is the dominant physical process leading to the different classes of outbursts. Moreover, a new method is provided to infer the fraction of the accreting matter onto the \ac{NS} pole to the mass rate transferring from outer layers of the disk to the inner disk ($f \equiv \dot{M}_{\ast}/\dot{M}$), as a function of the fastness parameter ({\it $\omega_{*}$}) from the observational data, assuming the knee in the decay phase of X-ray light curve is due to the transition from accretion to the propeller stage. In this method, X-ray luminosities are transformed to the mass fraction, {\it f}, and the time scale of outburst is converted to fastness parameter, $\omega_*$. It allows different types of outbursts of an AMXP to be compared in {\it f $-$ $\omega_*$} space which is universal for a unique system. All RXTE/PCA observations covering the 2000 and the 2011 outbursts and the Swift gamma-ray burst mission/X-ray telescope (SWIFT/XRT) data during the 2013 outburst of Aql~X--1 are analysed using a combination of {\it blackbody} representing hot spot on the \ac{NS}, {\it disk blackbody} representing the contribution of inner disk layers and a {\it Gaussian} model for the iron line. We obtained the X-ray light curves only due to accretion onto the poles. As a result, applying our technique, {\it $f = f(\omega_{*})$} is obtained for the system and showed that the outbursts having different luminosities and durations follow the same trend. The structure of this thesis is as follows: In Chapter 1, brief information about \ac{NS} physics and \ac{NS} family is given. The physical background of X-ray binaries and more specifically AMXPs is also presented in this section. In Chapter 2, X-ray observatories whose data are used in this study are enucleated In Chapter 3, the classification of outbursts of AMXPs is expressed and a unique classification method developed for Aql~X--1 is presented. Via spectral modelling of RXTE data for each type, differences between these types are discussed. In Chapter 4, the physics of disk $-$ magnetosphere interaction is described and a new method is presented to explore partial accretion in the propeller stage. Applications of our method are also given in Chapter 4. Finally, all of the results are discussed and the study is concluded in Chapter~5.
Description: Tez (Doktora) -- İstanbul Teknik Üniversitesi, Fen Bilimleri Enstitüsü, 2016
Thesis (Ph.D.) -- İstanbul Technical University, Institute of Science and Technology, 2016
URI: http://hdl.handle.net/11527/16227
Appears in Collections:Fizik Mühendisliği Lisansüstü Programı - Doktora

Files in This Item:
There are no files associated with this item.


Items in DSpace are protected by copyright, with all rights reserved, unless otherwise indicated.