C 7A OPTICAL STUDIES OF SIVE m EJ. ZUIDERWIJK optical studies of massive X- ray binaries ACADEMISCH PROEFSCHRIFT TER VERKRIJGING VAN DE GRAAD VAN DOCTOR IN DE WISKUNDE EN NATUURWETENSCHAPPEN AAN DE UNIVERSITEIT VAN AMSTERDAM, OP GEZAG VAN DE RECTOR MAGNIFICUS, DR. J. BRUYN, HOOGLERAAR IN DE FACULTEIT DER LETTEREN, IN HET OPENBAAR TE VERDEDIGEN IN DE AULA DER UNIVERSITEIT (TIJDELIJK IN DE LUTHERSE KERK, INGANG SINGEL 411, HOEK SPUI) OP WOENSDAG 20 JUN11979 DES NAMIDDAGS TE 15.00 UUR PRECIES DOOR EDUARDUSJOSEPHUSZUIDERWIJK GEBOREN TE HAARLEM PROMOTOR : Prof. Dr. E.P.J. van den Heave 1 COREFERENT : Dr. H.G L.M. Lamers The work described in this thesis was supported by the "Netherlands Organi- sation for the advancement of Pure Re- search" (ZWO) and by the University of of Amsterdam. -\ Voor mijn Iet en onze Ouders i Na het voltooien van mijn proefschrift wil ik graag allen bedanken die aan het tot stand komen ervan hebben bijgedragen. Allereerst dank ik mijn ouders, die mij de gelegenheid gaven een aca- demische opleiding te volgen. Bijzonder erkentelijk ben ik mijn Promotor Prof. Dr. E.P.J. van den Heuvel, die het voor mij mogelijk maakte het onderzoek uit te voeren. Hij is daarbij altijd een steun geweest door de interesse getoond in mijn werk, die onder andere tot uiting kwam in langdurige en diepgaande gedach- tenwisselingen. De coreferent Dr. H.J.G.L.M. Lamers dank ik voor het kritisch lezen van het proefschrift. Het grootste deel van de in mijn proefschrift verwerkte publicaties zijn tot stand gekomen in nauwe samenwerking met mijn collega's van het Sterrenkundig Instituut van de universiteit van Amsterdam en van het As- trophysisch Instituut van de Vrije Universiteit van Brussel. Door hun kenr' nis en ervaring hebben zij ieder op zijn of haar eigen wijze bijgedragen aan dit proefschrift, waarvoor ik hen zeer erkentelijk ben. Bijzondere dank ben ik verschuldigd aan Jan van Paradijs, die de aanzet gaf tot de theoretische berekeningen aan lichtkrommen en die veel waarne- mingen uitwerkte, aan Godelieve Hammerschlag-Hensberge voor haar steun bij het waarnemen en bij reductie werk en aan Roelf Takens voor o.a zijn adviezen bij het programmeren. Met veel genoegen denk ik terug aan öe gezelligheid en de goede werk- sfeer in het Sterrenkundig Instituut te Amsterdam. De vaak diepgaande (en soms verhitte) discussies bij de koffie zullen door mij gemist worden. De algemeen direkteur van de ESO, Prof. Dr. L. woltjer, ben ik zeer erkentelijk omdat hij mij de gelegenheid gaf mijn proefschrift te voltooi- en. Hans de Ruiter bedank ik voor het kritisch lezen van enkele delen van het manuscript. Mijn schoonvader, de heer J.M.M. vanLith, bedank ik voor het verzorgen van de lay-out, de omslag en de fraaie illustraties, waarin hij zijn ge- heel eigen visie op het onderwerp van mijn proefschrift verbeeldde. Drukkerij Trepico te Hooglanderveen, in het bijzonder de heer P.C.v.d. Kletersteeg, dank ik voor de prettige wijze van samenwerken bij het druk- ken van dit proefschrift. Tenslotte, maar niet op de minste plaats, bedank ik mijn lieve echt- genote. Niet alleen verzorgde je een groot deel van het typewerk, Julie, maar zonder jouw voortdurende steun en zonder het door jou opgebrachte geduld was dit proefschrift er hoogstwaarschijnlijk nooit gekomen. CONTENTS PAGE 11 INLEIDING 21 SAMENVATTING 25 INTRODUCTION AND SUMMARY 31 CHAPTER I ANALYSIS OF PHOTOMETRIC OBSERVATIONS OF MASSIVE X-RAY BINARIES 33 IA Theoretical Light Curves and Radial Velocity Orbits for Massive X-ray Binaries 33 1. introduction 34 2. Basic Assumptions of the Computational Model 41 3. The Computer Program and Results 59 4. Limitations of the Assumptions used in the Computational Model 70 IB Four Colour Photometric Observations of the X-ray Binary Star HD 77581 (Vela X-l) I 75 ic Four Colour Photometric Observations of the X-ray Binary Star HD 77581 (Vela X-l) II 82 ID Four Colour Photometric Observations of the X-ray Binary HD 153919 (3U1700-37) 86 IE study of the Light Curve of the Of star HD 153919 95 IF Photometric Variations of Wray977 (3U1223-62 ? ) 98 IG Evidence for an Accretion Disk in SMC X-l 103 CHAPTER II THE RADIAL VELOCITY ORBIT OF HD77581 105 HA Mass Determination for the X-ray Binary System Vela X-l 107 IIB systematic Distortions of the Radial Velocity Curve of HD 77581 (Vela X-l) due to Tidal Deformation 'I4 IIC The Spectroscopie Orbit and the Masses of the Components of the Binary X-ray Source 3U0900-40/HD 77581 131 CHAPTER III SPECTROSCOPIC STUDIES OF MASSIVE X-RAY BINAIRES 133 UIA Spectroscopie Observations of the Early Type B-Supergiant Wray977 (401223-62): Description of the Spectrum and Classification I45 IIIB The Spectrum of HD77581 (Vela X-l): Variations in the Profiles of H and Hell A 4685 8 Po 169 CURRICULUM VITAE 11 INLEIDING RONTGENBRONNEN Ongeveer 16 jaar geleden werd het eerste hemellichaam ontdekt dat zijn energie voor het grootste deel uitzendt in dr vorm van rontgenstraling. Evenals licht en radiostraling bestaat rontgenstraling uit electromag- —8 netische golven, maar dan met een zeer korte golflengte (kleiner dan 10 meter). Omdat deze straling in de aardse dampkring wordt geabsorbeerd moeten waarnemingen van rontgenstraling van hemellichamen worden uitge- voerd op een hoogte van minstens 200 kilometer, waar men zich boven 99,9% van de dampkring bevindt. Op 12 juni 1962 werd door een groep natuurkundigen onder leiding van R. Giacconi een sondeerraket gelanceerd met instrumenten aan boord om röntgen-fluorescentie straling van de maan waar te nemen. De raket be- reikte een hoogte van 230 kilometer en gedurende ongeveer 350 seconden kon worden waargenomen. Veel straling afkomstig van de maan werd niet gemeten, maar wel werd, volkomen onverwacht, een sterke bron van ront- genstraling ontdekt die zich bevond in" de richting van het sterrenbeeld Schorpioen (Scorpio). Tijdens twee volgende raketvluchten, in oktober 1962 en juni 1963, werd deze röntgenbron opnieuw waargenomen, waarbij . werd vastgesteld dat deze niet van plaats veranderde ten opzichte van de "vaste" sterren. Dit betekende dat dit object zich op aanzienlijke af- stand van het zonnestelsel moest bevinden, een afstand minstens verge- lijkbaar met die van de ons omringende sterren. Er werden ook twee zwak- kere röntgenbronnen ontdekt in de richting van de sterrenbeelden Stier (Taurus) en Zwaan (Cygnus). De pas ontdekte bronnen werden al spoedig aangeduid als resp. Sco X-I, Tau X-l en Cyg X-l, waarbij de "X" staat voor "X-ray" (= rontgenstraling). Sinds 1963 zijn er talloze waarnemingsvluchten gemaakt met sondeerra- ketten. Door de steeds toenemende gevoeligheid van de meet-apparatuur werd het waarnemen van steeds zwakkere röntgenbronnen mogelijk. Eind 1967 waren een dertigtal bronnen bekend, ondanks de beperkte hoeveelheid waar- neemtijd per vlucht (557 minuten). In 1970 kwam voor de röntgen-astronomie de grote doorbraak. In december van dat jaar werd de UUURU (SAS-A) kunstmaan gelanceerd, de eerste die 12 geheel gebouwd was voor uitsluitend het waarnemen van rontgenbronnen. In de loop van 4 jaar is hiermee de gehele "röntgen-hemel" in.kaart gebracht; de 4e (en- laatste) UHURU catalogus bevat gegevetis over 339 rontgenbronnen (het "4U" nummer van een bron geeft de positie aan de hemel weer), Doordat veel van deze bronnen meerdere keren zijn waargenomen is hun positie aan de hemel vrij goed bekend. Bij elke rontgenbron wordt een klein gebiedje aan de hemel opgegeven, de zogenaamde "error box", waarbinnen de betref- fende bron zich met grote waarschijnlijkheid bevindt. Na UHURU zijn verschillende andere kunstmanen gelanceerd waarmee ront- genbronnen werden en nog worden waargenomen, zoals Copernicus, ANS, Ariel, COS-B, SAS-3 en HEAO-A. Het aantal bekende "vaste" bronnen wordt regelma- tig groter en de posities aan de hemel worden steeds nauwkeuriger bepaald. Dat laatste vooral door de waarnemingen met de SAS-3 die een buitengewoon preciese positiebepaling mogelijk maken. Voor de toekomst wordt vooral veel verwacht van de HEAO-B die eind 1978 is gelanceerd. Vanwege de grote gevoeligheid van de waarneeminstrumenten en het hoge ruir.telijk oplossend vermogen kunnen met HEAO-B zelfs bronnen in sterrenstelsels op grote af- stand van ons "eigen" melkwegstelsel worden waargenomen. RONTGEN DUBBELSTERREN EN RONTGEN PULSARS Een van de belangrijkste ontdekkingen die met UHURU gedaan werden was die van de röntgendubbelsterren: de rontgenbron bevindt zich hier in een dubbelstersysteem. Een dubbelster bestaat uit twee sterren die door de wederzijdse zwaartekrachtsaantrekking bijeen gehouden worden en een.baan- beweging om elkaar uitvoeren (eigenlijk: om hun gemeenschappelijke zwaar- tepunt) . Minstens de helft van alle sterren maakt deel uit van dubbel- stersystemen. Een röntgendubbelster bestaat uit een "normale" optisch waarneembare ster en een niet zichtbare compacte ster, meestal een neu- tronenster, die de bron is van de röntgenstraling. Bij de zware röntgen- dubbelsterren is de optisch -waarneembare component verreweg de zwaarste van de twee; deze ster heeft een massa ("gewicht!') en ook een diameter van enkele tientallen keren die van de zon - respectievelijk 2.10 kg en 1.4 miljoen kilometer - terwijl het steroppervlak een temperatuur heeft van 25000 tot 35000 graden. Daardoor is deze reuzenster zeer hel- der en straalt iedere seconde enkele honderduizendén keren meer energie uit dan de zon. 13 Een neutronenster heeft een massa vergelijkbaar met die van de zon, maar ziin diameter daarentegen is slechts ongeveer 20 kilometer. De materie in 18 3 zo'n ster is sterk samengeperst; de dichtheid bedraagt ongeveer 10 kg/m , wat van dezelfde orde van grootte is als de dichtheid in atoomkernen. Een ster opgebouwd uit materie met zo'n grote dichtheid bestaat dan ook voor het grootste deel uit neutronen. De rontgenstraling ontstaat wanneer gas (afkomstig van de reuzenster) onder invloed van de zwaartekracht naar het oppervlak van de neutronenster valt.