Catcher in the Sky: Galactic X-ray Binaries in the Era of eROSITA and Beyond

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Röntgendoppelsterne (Engl. Äquivalent: X-Ray Binaries, XRBs) sind die Endpunkte der stellaren Entwicklung massereicher Sterne, und stellen einzigartige Weltraumlabore für die Hochenergieastrophysik dar. Forschungsarbeiten zu XRBs können sowohl umfan- greiche Studien der XRB-Population, als auch Analysen einzelner Doppelsternsysteme umfassen. Populationsstudien von XRBs sind der Schlüssel zum Verständnis der En- twicklung massereicher Sterne und der Eigenschaften der Host-Galaxie. Zudem können sie auch Licht auf die physikalischen Prozesse werfen, welche in engen Doppelsternsyste- men ablaufen. Beobachtungsanalysen und theoretische Modellierungen wiederum bieten die Möglichkeit, das Verhalten spezifischer Systeme zu verfolgen, spezifische Mechanis- men zu erforschen und grundlegende Fragen der modernen Hochenergieastrophysik zu beantworten. In Bevölkerungsstudien besteht eine der Hauptaufgaben darin, eine repräsentative Stichprobe zu bilden, d.h. in unserem Fall, einen wesentlichen Teil aller XRBs zu beobachten und zu identifizieren. Im Rahmen dieser Studie umfasst dies zwei Aufgaben: 1) sorgfältige Sammlung der Informationen über alle entdeckten XRBs in unserer Galaxie; 2) Suche nach neuen (bisher unbekannten) galaktischen XRBs. Diese beiden Aufgaben stellen eine Reihe von Herausforderungen dar. Erstens waren zu Beginn dieser Arbeit die letzten Kataloge der galaktischen Rönt- gendoppelsternen mit geringen Massen (Engl. Äquivalent: Low-Mass X-Ray Binaries, LMXBs) und hohen Massen (Engl. Äquivalent: High-Mass X-Ray Binaries, HMXBs) stark veraltet (Liu et al., 2006, 2007, Ritter and Kolb, 2003). Seitdem wurden viele neue transiente und persistente Objekte entdeckt. In diesem Zusammenhang haben wir zwei neue Kataloge der galaktischen LMXBs und HMXBs zusammengestellt, die in den Pa- pieren I und II vorgestellt werden. Sie bieten eine aktuelle Bestandsaufnahme der bekan- nten XRBs in unserer Galaxie mit einer Vielzahl von Multi-WellenLängen (MWL) Infor- mationen (beste verfügbare Astromentrie, Zeitmessung, Photometrie und andere Daten), die aus aktuellen Röntgen-, optischen und IR-Durchmusterungen stammen. Unsere Kat- aloge enthalten zusammen mehr als 500 XRBs und haben damit ein um mehr als 70% größeres Volumen als die umfangreichsten Kataloge der Vergangenheit. Zweitens, wird die Suche nach neuen XRBs durch die Tatsache erschwert, dass die meisten von ihnen eine relativ geringe Röntgenleuchtkraft L x ≲ 10 34−35 erg/s (Doroshenko et al., 2014a, Grimm et al., 2002, Lutovinov et al., 2013, Mineo et al., 2011, Revnivt- sev et al., 2008, Voss and Ajello, 2010). Daher entgingen sie wahrscheinlich der Ent- deckung in aktuellen großräumigen Röntgendurchmusterungen mit mäßiger Empfind- lichkeit und/oder starker Absorption in der galaktischen Ebene (wo sich die meisten XRBs befinden). Die Situation begann sich jedoch dank der himmelsweiten Durch- musterung durch das Extended ROentgen Survey Imaging Telescope Array (eROSITA, Merloni et al., 2012, Predehl et al., 2021) zu ändern, dessen erste Datenveröffentlichung (eRASS DR1) Anfang 2024 erfolgte. Im Paper III haben wir eine Suche nach neuen galaktischen XRBs unter den eRASS DR1-Quellen durchgeführt und zwei Kataloge von galaktischen XRB-Kandidaten vorgestellt. Die Katalogtabellen enthalten Röntgeneigen- schaften von eRASS DR1 und Merkmale der identifizierten optischen/IR-Gegenstücke für insgesamt 192 XRB-Kandidaten. Die Auswahl der Gegenstücke und die endgültige MWL- Klassifizierung wurden beide mit überwachten Methoden des maschinellen Lernens als Teil eines einzigen Verfahrens durchgeführt, das speziell auf die Suche nach XRBs abgestimmt ist. Darauf aufbauend berichten wir in Paper IV über die Nachbeobachtungen von zwei XRB-Kandidaten (1eRASS J061330.8+160440 und 1eRASS J161201.9-464622) Die mit der X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton, Jansen et al., 2001). XRB-Kandidaten wurden auf der Grundlage der vorläufigen Analyse der ersten eROSITA-Röntgendurchmusterung (eRASS1) als solche ausgewählt. Mit XMM-Newton- Beobachtungen wurden die Röntgenpositionen verfeinert und entsprechende optische/IR- Gegenstücke identifiziert. Basierend auf der detaillierten Spektral-, Zeit- und MWL- Analyse, die in dieser Arbeit durchgeführt wurde, kommen wir zu dem Schluss, dass beide unserer Kandidaten wahrscheinlich keine XRBs sind. 1eRASS J061330.8+160440 wurde als chromosphärisch aktiver Unterriese vom M-Typ mit ausgeprägter H alpha -Emission und einer optischen Periodizität von 7,189 Tagen identifiziert, die wahrscheinlich auf Stern- flecken zurückzuführen ist. Andererseits wurde 1eRASS J161201.9-464622 als das zweite von eROSITA entdeckte nichtmagnetische novaartige kataklysmische Veränderliche mit einer vorläufigen Umlaufperiode von 4,832 Stunden bestimmt. Wir betonen, dass die Auswahl dieser Kandidaten hauptsächlich auf den relativ hohen Röntgenfluss in eRASS1 zurückzuführen ist (der auf der Grundlage der damals verfügbaren vorläufigen eROSITA- Verarbeitungspipeline (c946) überschätzt wurde). Mit anderen Worten: Obwohl wir bere- its gezeigt haben, dass eROSITA in der Lage ist, neue XRBs zu identifizieren, gibt es noch Raum für eine Verbesserung der Genauigkeit. Was die Analyse einzelner Quellen betrifft, so untersuchen wir in Paper V die viskose Entwicklung einer Akkretionsscheibe in Gegenwart des thermischen Windes, der von ihrer Oberfläche ausgeht. Aus diesen Gründen wurde eine numerische Methode entwickelt und als Teil des von uns geschriebenen öffentlichen Codes freddi (Avakyan et al., 2019, 2021, Lipunova and Malanchev, 2017, Lipunova et al., 2022) implementiert, die die 1-D Evo- lutionsgleichung der Shakura-Sunyaev (Shakura and Sunyaev, 1973) Akkretionsscheibe löst. Unter Verwendung des implementierten thermischen Windmodells von Woods et al. (1996) haben wir die Entwicklung des LMXB 4U 1543−47-Ausbruchs von 2002 simuliert und angepasst. Die Anpassung erfolgte auf der Grundlage der archivierten Beobachtun- gen des Rossi X-ray Timing Explorer Observatoriums (RXTE, Jahoda et al., 1996). Es wurde festgestellt, dass der Beobachtungswert des turbulenten Viskositätsparameters α für den betreffenden Ausbruch um etwa den Faktor 1,6 überschätzt wird, wenn der ther- mische Wind ignoriert wird. Es wurde auch festgestellt, dass der V -Band-Fluss zwar mit unserem Modell erklärt werden konnte, es jedoch nicht vollständig mit dem J-Band- Fluss übereinstimmt. Dies könnte ein Zeichen für das Vorhandensein einer von uns nicht berücksichtigten Quelle zusätzlicher optischer/IR-Strahlung sein, möglicherweise ein Jet. Abschließend kommen wir zu dem Schluss, dass die Modellierungen und Beobachtungen für das Vorhandensein des Akkretions-Scheibenausflusses sprechen, der thermische Wind jedoch die Entwicklung der Ausbrüche nicht vollständig erklären kann. Letztendlich bietet diese Dissertation eine breit angelegte Studie in den Bereichen Population, Beobachtung, Theorie, Simulation und Archivanalyse von XRBs in unserer Galaxie, die eine breite Grundlage für zukünftige Arbeiten in verschiedenen Bereichen der Hochenergie-Astrophysik bietet.

Ce résumé expose les affirmations des auteurs. BNTIC ne l’interprète pas comme une validation indépendante des résultats.