X-ray Diagnostics of Accretion Plasmas in Selected Soft Polars

Abstract

Akkretionsprozesse spielen während vielerlei Entwicklungsphasen von Sternen und in vielerlei Größenordnungen eine Rolle. Sie treten beispielsweise während der Sternentstehung auf, in Aktiven Galaxien oder in engen Doppelsternsystemen, deren eine Komponente ins Endstadium seiner Entwicklung eingetreten ist, den so genannten Röntgendoppelsternen und Kataklysmischen Veränderlichen. Magnetische kataklysmische Veränderliche vom Typ der AM-Her-Sterne (Polare) bestehen aus einem Weißen Zwerg mit einem starken Magnetfeld und einem Begleiter geringer Masse, der sein Roche-Volumen ausfüllt. Der Weiße Zwerg akkretiert Materie vom Sekundärstern, die entlang der Magnetfeldlinien auf seine magnetischen Pole geleitet wird. Oberhalb des Weißen Zwergs bildet sich eine Stoßfront aus, und die Materie heizt sich auf hohe Temperaturen auf. Im Bereich zwischen Stoßfront und Photosphäre wird das Plasma in der Akkretionssäule abgebremst und abgekühlt, in erster Linie durch Emission von optischer Zyklotron- und harter Röntgen-Bremsstrahlung. Weicher Röntgen- und ultravioletter Fluss entstehen in der geheizten Photosphäre, in der die Strahlung der Akkretionssäule reprozessiert wird. Weiche und harte Röntgenemission sollten sich folglich in etwa die Waage halten. Einige Systeme weisen jedoch eine deutlich höhere Leuchtkraft im weichen Röntgenbereich auf, die mit einer besonders effektiven Zyklotronkühlung und mit inhomogener Akkretion zusammenhängen dürfte.Zwei magnetische kataklysmische Variable mit ausgeprägtem weichem Röntgenfluss stehen im Mittelpunkt der vorliegenden Arbeit. Für beide Systeme, AI Tri und QS Tel, wurden Röntgendaten mit dem Weltraumteleskop XMM-Newton und optische Daten mit verschiedenen bodengebundenen Teleskopen aufgenommen, die die Grundlage für eine eingehende photometrische und spektroskopische Analyse bilden. Die üblicherweise gebräuchlichen Spektralmodelle, bestehend aus einer Schwarzkörper- und einer Plasmakomponente, wurden erweitert, um einen großen Bereich von Temperaturen abzudecken und somit dem komplexen Aufbau der Emissionsregionen Rechnung zu tragen. Ein deutlicher Überschuss an weicher Röntgenstrahlung kennzeichnet die beobachteten Objekte. Ihre Lichtkurven besitzen eine stark variable Struktur, Zeichen für die zeitlich und räumlich inhomogenen Akkretionsvorgänge. Die Beobachtungsdaten des langperiodischen Polaren AI Tri sind durch die Strahlung aus einer einzelnen Akkretionsregion geprägt, die für ein Zehntel der Orbitalperiode durch den Akkretionsstrom bedeckt wird. Die Spektren lassen sich durch Schwarzkörperkomponenten mit Temperaturen von bis zu $44.0^{+3.3}_{-3.2}$ eV und Emission aus einem Plasma mit solarer Elementhäufigkeit bei Temperaturen zwischen $0.8^{+0.4}_{-0.2}$ keV and $20.3^{+8.7}{-5.1}$ keV wiedergeben. Während zweier Beobachtungen zeigte AI Tri ein "irreguläres" Verhalten: Die Röntgendaten wurden noch wesentlich stärker von weicher Röntgenstrahlung dominiert, die optischen Lichtkurven waren um $\Delta\phi\simeq0.2$ phasenverschoben. Der zweite Polar, QS Tel, wechselt zwischen Phasen von Akkretion auf einen einzelnen und auf beide Pole. Während der Beobachtung mit XMM-Newton wies QS Tel kaum Fluss bei Energien oberhalb von 2 keV auf, und in erster Linie war die weiche Röntgenstrahlung produzierende Akkretionsregion vorherrschend. Die zweite Region mit Flussmaximum im optischen und ultravioletten Bereich zeigte nur geringe Aktivität. Zahlreiche Metalllinien lassen sich in den Röntgenspektren identifizieren, die am besten bei niedrigen Temperaturen unter 5 keV und um $19.5^{+3.7}_{-4.2}$ eV beschrieben werden. Im Vergleich zwischen verschiedenen spektralen Fits wird bei beiden Objekten offensichtlich, dass geeignete Modelle ein hinreichend großes Dichte- und Temperaturintervall überdecken müssen. Dabei beeinflusst die Wahl des Modells deutlich das quantitative Verhältnis zwischen weicher und harter Röntgenstrahlung, das sich daraus ableiten lässt.