Optical and Ultraviolet Studies of X-Ray Binaries and Magnetic Stars
Total Page：16
File Type：pdf, Size：1020Kb
OPTICAL AND ULTRAVIOLET STUDIES OF X-RAY BINARIES AND MAGNETIC STARS GODELIEVE HAMMERSCHLAG-HENSBERGE OPTICAL AND ULTRAVIOLET STUDIES OF X-RAY BINARIES AND MAGNETIC STARS 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.G. den Boef, hoogleraar in de Faculteit der Wiskunde en Natuurwetenschappen, in het openbaar te verdedigen in de aula der Universiteit (tijdelijk in de Lutherse Kerk, ingang Singel 411, hoek Spui) op woensdag 30 november 1977 des namiddags te 16.00 uur door GODELIEVE CECILE MARIA JOSEPHINE HAMMERSCHLAG-HENSBERGE geboren te Boom (België) PROMOTOR : PROF. DR. E.P.J. VAN DEN HEUVEL >CO-REFERENT : DR. C. ZWAAN CONTENTS Samenvatting 5 Dankwoord 11 Introduction and Summary 13 Part I. X-ray Binaries 23 1. The Spectrum, Orbit and Magnetic Field of HD 153919 (2U 1700-37) i 25 2. The Expanding Atmosphere of the Of Component of the Eclipsing X-ray Binary HD 153919 33 3. A Detailed Study of the Spectrum of the Binary X-ray Source HD 153919 (3U 1700-37). I. Radial Velocity Data in the Blue Spectral Region 37 4. A Detailed Study of the Spectrum of the Binary X-ray Source HD 153919 (3U 1700-37). II. Analysis of the Radial Velocities in the Blue Spectral Region 63 5. Four Colour Photometric Observations of the X-ray Binary HD 153919 (3U 1700-37) 83 6. Ultraviolet Photometric Observations of the X-ray Binary HD 153919 (3U 1700-37) 87 7. Study of the Lightcurve of the Of Star HD 153919 93 8. Orbit, Spectrum and Ha Variations of HD 77581 (3U 0900-40) 121 9. Mass Determination for the X-ray Binary System Vela X-l 129 10. Four Colour Photometric Observations of the X-ray Binary Star HD 77581 (Vela X-l). I. .Observations 131 11. Four Colour Photometric Observations of the X-ray Binary Star HD 77581 (Vela X-l). II. Analysis of the Light Curve 133 12. Photometric Variations of Wray 977 (3U 1223-62?) 141 Part II. Magnetic and Related Stars 145 1. Detection of Crossover Effect in the Ap Star HD 98088 147 2. Photometry of Peculiar A Stars 151 3. Photometry of Silicon Stars 157 4. Ultraviolet Photometric Observations of Ap and Am Stars 165 5. Spectroscopie Studies of Open Clusters - A Search for Ap Stars 191 6. A Study of the Blue Stragglers in Praesepe, M7 and the Hyades Cluster 213 Samenvatting. Deel 1. Röntgendubbelsterren. Het eerste deel van dit proefschrift betreft optische waarnemingen van röntgendubbelsterren en hun interpretatie. Spectroscopische en fotometrische waarnemingen werden verricht aan een aantal vroege type sterren die geïdentificeerd zijn met röntgenbronnen, ofwel goede candidaten zijn voor een dergelijke i -tentificatie. De spectra werden opgenomen met de coudé spectrograaf van de 1.5 m telescoop van de ESO, La Silla, Chili. Van deze spectra werden densiteitsregistraties gemaakt met de geautomatiseerde Paul-Coradi microfotometer van de Utrechtse Sterrewacht. Tevens werden de posities var. de spectraallijnen op de platen gemeten met de Grant machine van de Universiteit van Groningen, ten einde radiële snelheidsvariaties te bestuderen. In artikel 1 wordt het spectrum beschreven van de Of ster HD 153919, de optische begeleider van de röntgenbron 30 1700-37. De radiële snel- heden van de sterlijnen werden gemeten om een mogelijke identificatie met de in 3.41 dagen eclipserende röntgenbron te verifiëren. Het blijkt dat de optische ster inderdaad een radiële snelheidsvariatie vertoont met dezelfde periode. Dit resultaat werd bevestigd door onafhankelijke waarnemingen van Wolff and Morrison (1974). Tevens vrerd gevonden dat P-Cygni profielen en emissielijnen in het spectrum duiden op hoge uit- stroomsnelheden (tot 4000 kia/s) van de steratmosfeer. Het vóórkomen van P-Cygni profielen in een sterspectrum duidt erop dat de ster massa verliest in de vorm van sterrewind. In het tweede artikel van deze serie tracht ik door de waargenomen P-Cygni profielen in het spectrum van de Of ster te vergelijken met theoretische profielen, een schatting te verkrijgen van het massaverlies van deze ster. Met gebruik van de metode van Lucy (1971) (isotrope verstrooiing van het sterrelicht in de uitstromende atmosfeer) vind ik een massaverlies van ongeveer 6 2 x 1O~ MQ/jaar. In artikels 3 en 4 wordt een gedetailleerde studie beschreven van de radiële snelheden van individuele lijnen in het spectrum van HD 153919. De spectroscopische platen beschreven in artikel 1 zijn nu uitgebreid met opnamen verkregen door een aantal waarnemers gedurende een drietal latere perioden: in totaal betreffen deze studies 76 spectrogranunen met hoog oplossend vermogen. Uit de snelheden kon ik de baanparameters van de zichtbare ster afleiden , welke door de omvang en homogeniteit van het waarnemingsmateriaal nauwkeuriger zijn dan in vroegere studies mogelijk was. De baanparameters leveren informatie over de massa's van beide sterren. Daar er echter geen radiële snelheidskromme voor de röntgenster beschikbaar is, kunnen de massa's zelf niet nauwkeurig worden afgeleid, doch kan er slechts een ondergrens voor de massa van de röntgenster worden vastgesteld. Periodieke extra variaties van de snelheden van sommige spectrale lijnen wijzen erop dat de sterrewind van HD 153919 niet constant is, doch varieert tijdens de omloop van de röntgenster rond HD 153919. Dit belangrijke nieuwe resultaat, dat ik uit deze spectra kon afleiden, wijst op een variabele balmer progressie: de sterrewind blijkt het sterkst te zijn in de buurt van de Lagrange punten L. en L-. Van de fotometrische waarnemingen wordt verslag gedaan in de drie volgende artikelen. De Of ster werd waargenomen in het Strömgren uvby systeem, in het Walraven vijf kleuren systeem en, met behulp van de Astronomische Nederlandse Satelliet (ANS) in 5 golflengtegebieden in het ultraviolet. De helderheid van de ster blijkt in alle kanalen te variëren met een dubbele golf tijdens de 3.41 periode. Slechts in het ultraviolet komen significante kleurvariaties voor. In het laatste artikel hebben we een analyse gemaakt van al het aan- wezige fotometrische materiaal. Door vergelijking van de aldus verkregen gemiddelde lichtkromme met de röntgenlichtkromme van de begeleider, heb ik een faseverschil tussen beide lichtkrommen gevonden:het midden van de röntgeneclipsduur valt niet samen met de mid-occultatie van de röntgenster door de Of ster. Het eerste deel van de rontgeneclj.ps lijkt een gevolg te zijn van obscuratie door de sterrewind. We hebben tevens de gemiddelde optische lichtkromme vergeleken met synthetische lichtkrommen, berekend voor een door getijdenkrachten vervormde ster in een dubbelstersysteem. Het blijkt niet mogelijk voor deze Of ster een statische model atmosfeer op te stellen die de fotometrische en spectroscopische waarne- mingen volledig verklaart. Kennelijk moet worden rekening gehouden met dynamische effecten, met name variabiliteit in de sterkte van de sterre- wind over het oppervlak van de ster, ten gevolge van de baanbeweging van de begeleider. Dit resultaat volgt zowel uit de fotometrische waarnemingen als uit de radiële snelheidsanalyse. De volgende vier artikelen behandelen waarnemingen van de röntgen- dubbelster HD 77581 (Vela X-l = 3U 0900-40) , welke verricht ./erden in samenwerking met een aantal andere onderzoekers uit de sterrenkundige instituten van Amsterdam en Brussel (Vrije Universiteit). Artikel 8 beschrijft spectroscopische waarnemingen van de ster, waarin we zowel de lijnprofielen als radiële snelheidsvariaties onder de loep nemen. Het profiel van de lijn Ha blijkt te variëren in fase met de baanomloop van de dubbelster. Nadat met de Amerikaanse satelliet SAS-3 ontdekt werd dat de röntgenbron Vela X-l een regelmatige pulsar is (Rappaport and McClintock, 1975) met een pulsperiode van 283 seconden, kon een gedetail- leerde massabepaling worden uitgevoerd voor dit dubbelstersysteem door onze radiële snelheidsmetingen van de zichtbare ster te combineren met de radiële snelheidskromme van de pulsar, verkregen uit de aankomsttijden van de röntgenpulsen. De eerste resultaten van dit onderzoek, belangrijk voor de toestandsvergelijking in theorieën over neutronensterren, zijn vervat in artikel 9. Artikels 10 en 11 betreffen een fotometrische analyse van HD 77581 in het Strömgren uvby systeem. De waarnemingen tonen - gesuperponeerd op de periodieke dubbele golf - onregelmatige variaties in de lichtkromme van de ene omloop tot de andere. Ik vond tijdens deze studie dat de kleur- index cl (balmersprongindex) varieert in fase met de baanperiode, wat consistent is met onze uit modelberekeningen afgeleide voorspellingen voor een vervormde roterende ster in een dubbelstersysteem. Het laatste artikel van deze reeks beschrijft fotometrische waarnemingen van de B-superreus Wray 977, een vrijwel zekere candidaat voor identificatie met de röntgenbron 3ü 1223-62. Deze bron toont geen eclips in het röntgen- gebied, hetgeen de identificatie bemoeilijkt. Onze waarnemingen maken waarschijnlijk dat Wray 977 fotometrisch varieert met een periode van ongeveer 23 dagen. Dit resultaat werd recentelijk bevestigd door het werk van Petro (1977). Deel 2. Magnetische sterren. Magnetische Ap en Am sterren onderscheiden zich van de gewone sterren van spectraaltype B, A en F door abnormale abundanties van een aantal elementen in hun atmosferen. De zogenaamde Ap sterren zijn sterren van spectraaltype B of A, die men naargelang hun abundantie afwijkingen nog kan onderverdelen in de volgende groepen: (1) Hg-Mn sterren (B-type), over- abundant in Hg en Mn; hebben nooit een sterk magnetisch veld (<500 gauss); (2) Si-sterren (B-, A-type), overabundant vooral in Si en ijzerpiek elementen; hebben een sterk magnetisch veld (tot ca. 35000 gauss); (3) de koelere Eu-Cr-Sr sterren (late A), overabundant in de ijzerpiek elementen en zeldzame aarden; hebben vrijwel steeds een sterk magnetisch veld (tot 20000 gauss). De Am sterren (late A, vroege F) hebben als hoofdkenmerk de zwakte van de Ca II-K lijn t.o.v. hun waterstof-spectraaltype. Ze hebben bovendien te sterke lijnen van vele metalen en nooit een sterk magnetisch veld (<500 gauss). De Eu-Cr-Sr ster HD 98088 neemt een belangrijke plaats in onder de Ap sterren omdat het de enige dubbellijnige spectroscopische dubbelster is onder de late typa Ap sterren.