Entwicklung enger Doppelsterne.

Entwicklung enger Doppelsterne

Inhalt Einleitung Einige theoretische Bemerkungen Entwicklung enger Doppelsterne 1 ) Entwicklung der Primärkomponente 2) Entwicklung der Sekundärkomponente

Einleitung Mehr als die Hälfte aller Sterne sind in Mehrfachsystemen und Doppelsternen eingebunden - die um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. What is their frequency? It turns out that most stars are mutiple! 48 % of stars are single. 36 % of stars are binary. 12 % of stars are triple. 4 % of stars are in quadruple systems. This has important implications for theories of star formation.

Einleitung Most Milky Way Stars Are Single
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Press Release Release No.: For Release: Monday, January 30, 2006 Note to editors: An image to accompany this release is online at Most Milky Way Stars Are Single Cambridge, MA - Common wisdom among astronomers holds that most star systems in the Milky Way are multiple, consisting of two or more stars in orbit around each other. Common wisdom is wrong. A new study by Charles Lada of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) demonstrates that most star systems are made up of single stars. Since planets probably are easier to form around single stars, planets also may be more common than previously suspected.

Einleitung In engen Doppelsternen:
 Auftreten starker wechselseitiger Gezeitenkräfte  Bestrebung: Synchronisierung der Rotationsperiode & Bahnumlauf Direkte physikalische Wechselwirkung: Gemeinsame Gashüllen Gasstrom von einer Komponente zur anderen Gasstrom nicht direkt auf 2. Komponente – bildet, wegen Drehimpulserhaltung, rotierende Akkretionscheibe

Einleitung Modellvorstellung

Einleitung Ursache für den Massenaustausch  Veränderung der Sternradien, vorallem im Nachhauptreihenstadium Definition: in allen Doppelsternsystemen unabhängig davon, ob sich eventuell im Laufe der späteren Entwicklung das Massenverhältnis umdreht Massereichere HR-Komponente = Primärkomponente Masseärmere HR-Komponente = Sekundärkomponente

Einige theoretische Gedanken
Betrachtung: Äquipotentialfläche eines Doppelsystems, dessen Komponenten anfangs noch getrennt sind: Dann haben wir im Punkt P ein Graviationspotential ΦG ΦG = -G { } P r1 r2 M M2 M M2 r r2

Rotation des Systems mit Winkelgeschwindigkeit ω die Zentrifugalkraft zω2 kann durch ein zusätzliches Potential Φz dargestellt werden: z = Abstand von der Drehachse Φz = z2 · ω2 2 ω z Dreh- achse

Auf einer nun resultierenden Potentialfläche Φ = Φz ΦG = kann ein Probekörper ohne Arbeitsaufwand bewegt werden. -G { } M M2 r r2 z2 · ω2 2 (z.B: Meeresoberfläche)

Von innen nach außen: Sind in Doppelsternsystemen beide Komponenten zunächst von ihren eigenen geschlossenen Äquipotentialflächen umgeben bis zu einer gemeinsamen Fläche : = Rochefläche o. Rochesche Grenzfläche Weiter außen: alle Flächen umhüllen beide Massen gemeinsam [1848: französische Mathematiker Edouard Roche ( ) erkannte den Zusammenhang bei der Berechnung der Entfernung, bei der ein Satellit (z.B. Mond) durch die Gezeitenkräfte seines Zentralgestirns zerrissen wird.]

Von innen nach außen: Sind in Doppelsternsystemen beide Komponenten zunächst von ihren eigenen geschlossenen Äquipotentialflächen umgeben bis zu einer gemeinsamen Fläche : = Rochefläche o. Rochesche Grenzfläche Weiter außen: alle Flächen umhüllen beide Massen gemeinsam [1848: französische Mathematiker Edouard Roche ( ) erkannte den Zusammenhang bei der Berechnung der Entfernung, bei der ein Satellit (z.B. Mond) durch die Gezeitenkräfte seines Zentralgestirns zerrissen wird.] M M2 Schwer- punkt

Von innen nach außen: Sind in Doppelsternsystemen beide Komponenten zunächst von ihren eigenen geschlossenen Äquipotentialflächen umgeben bis zu einer gemeinsamen Fläche : = Rochefläche o. Rochesche Grenzfläche Weiter außen: alle Flächen umhüllen beide Massen gemeinsam [1848: französische Mathematiker Edouard Roche ( ) erkannte den Zusammenhang bei der Berechnung der Entfernung, bei der ein Satellit (z.B. Mond) durch die Gezeitenkräfte seines Zentralgestirns zerrissen wird.]

Von innen nach außen: Sind in Doppelsternsystemen beide Komonenten zunächst von ihren eigenen geschlossenen Äquipotrentialflächen umgeben bis man zu einer gemeinsamen Fläche kommt: = Rochefläche o. Rochesche Grenzfläche Rochesches Volumen

Unterscheidung von Kontaktsysteme … entsprechend der räumlichen Ausfüllung des Rocheschen Volumens Halbgetrenntes System Getrenntes System

Grundzüge der Entwicklung
aufbauend auf Ergebnissen für Einzelsterne Was im Einzelnen geschieht = f (anfängliche Sternmassen, Abstand, Massen- & Drehimpulsverlust) daraus resultiert große Vielfalt möglicher Doppelsternkonfigurationen (erklärt mit den Zoo von Veränderlichen)

Annahme: Massen M1 & M2 beider Komponenten seien nicht identisch (meistens) Dann: entwickelt sich massenreichere Primärkomponente als erste zu einem Roten Riesen  Vergrößerung von R wächst R über Rochesche Fläche hinaus  Materiefluß durch den inneren Lagrangepunkt L1 auf Komponente 2 so entsteht ein System, bei dem die weiterentwickelte Komponente die kleinere Masse hat  fällt aus Masse-Leuchtkraft-Beziehung heraus

Änderung des Abstandes beider Komponenten als Folge des Massenaustausches: für den Fall:  M1 + M2 = const &  der gesamte Bahndrehimpuls L bleibt erhalten L = a2 M1 ω a2 M2 ω = const. ω = Kreisfrequenz des Bahnumlaufes = ai = Abstand der i –ten Komponente vom Schwerpunkt 2π P = Bahnperiode

nun Einsetzen in L = … : Schwerpunktsatz M1 a1 = M2 a2 & Keplersche Gesetz ω2 a3 = G (M1 + M2)  Ergebnis: Abstand a ist proportioanl zu folgender Funktion des Massenverhältnisses a   beide Sterne befinden sich im minimalen Abstand, wenn q = 1, d.h. M1 = M2 Radius der beiden Rocheflächen hängt - zum einen von q ab, - zum anderen ist er direkt propotional zum Abstand a q = M1 / M2 (1 + q)4 q2

 Für die meisten Systeme beginnt starke Wechselwirkung erst, wenn eine Komponente sich von der Hauptreihe wegentwickelt  Ausnahme: W UMa-Sterne … sind so eng, dass sich ihre Roche-Flächen bereits im Hauptreihenstadium berühren

W Ursae Majoris Sternsysteme
Das W UMa Sternsystem - gibt der Klasse der Kontaktsysteme innerhalb der Bedeckungs- veränderlichen seinen Namen - zwei sich berührende, sonnenähnliche Sterne (0.8 bzw M8) - mit gemeinsamer äußerer Gashülle - umkreisen sich dreimal am Tag

Wechselwirkung von engen Doppelsternen, wenn eine Komponente sich von HR wegentwickelt: bereits bevor Stern 1 seine Roche-Fläche ausfüllt: - Aufheizung des kühleren HR-Begleiters, - Inititieren von Oberflächenaktivität (mögliche Ursache für starke Röntgen- & Radioemissionen der RS CVn Veränderlichen (= RS Canum Venaticorum ) erreicht Stern 1 seine Roche-Fläche: - erst Phase mit großen Massenstrom durch L1 in relativ kurzer Zeit (≈ tHK) bis M1 ≈ M2 - dann: Phase mit Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn)

Wechselwirkung von engen Doppelsternen, wenn eine Komponente sich von HR wegentwickelt: bereits bevor Stern 1 seine Roche-Fläche ausfüllt: - Aufheizung des kühleren HR-Begleiters, - Inititieren von Oberflächenaktivität (mögliche Ursache für starke Röntgen- & Radioemissionen der RS CVn Veränderlichen) erreicht Stern 1 seine Roche-Fläche: - erst Phase mit großen Massenstrom durch L1 in relativ kurzer Zeit (≈ tHK) bis M1 ≈ M2 - dann: Phase mit Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn) RS CVn are class of detached binary typically composed of a chromospherically active G or K stars. The system generally rotate fast with typical orbital period from a few days to 20 days. Tidal forces between the close components have locked their rotational periods to the orbital period. The RS CVn binaries display a high level of activity with strong chromospheric line emissions. One of the striking aspects of these systems is their propensity to flare. These stars shows rotational modulation of photospheric spots.and are also magnetically active (Doppler Imaging and Zeeman Doppler Imaging are classical technique used for map stellar surfaces of the RS CVn components). Aus Niel Brandt Astronomievorlesung Pennsylvania State University

Wechselwirkung von engen Doppelsternen, wenn eine Komponente sich von HR wegentwickelt: erreicht Stern 1 seine Roche-Fläche: 1) erst: Phase mit großen Massenstrom durch L1 in relativ kurzer Zeit (≈ tHK) bis M1 ≈ M2 2) folgend: Phase mit Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn)  M

Vergleich mit Beobachtungen von Bedeckungsveränderlichen β Lyrae in der ersten Phase

Vergleich mit Beobachtungen von Bedeckungsveränderlichen β Lyrae in der ersten Phase Algol (β Persei) in der zweiten Phase Mass transfer in binaries John M. Blondin, Marcedes T. Richards, Michael L. Malinowski (North Carolina State University)

Vergleich mit Beobachtungen von Bedeckungsveränderlichen Beide Systeme: gemeinsame Gashülle  das ist ein Hinweis: Stern 2 kann den Gasstrom nicht vollständig aufnehmen  Verlust von M & Drehimpuls ! β Lyrae in der ersten Phase Algol (β Persei) in der zweiten Phase

Weitere Entwicklung Roter Riese + HR-Stern: R1 verkleinert sich durch Verlust der H-reichen Hülle oder/und Einsetzen des He-Brennens Stern 1 zieht sich von Roche-Grenze zurück  Massenstrom versiegt alle Brennen im Stern 1 beendet  Kontraktion zu WZ oder NS Ergebnis: relativ weites Doppelsternpaar mit einen HR-Stern als massenreichere Sekundärkomponente & WZ o. NS als Primärkomponente (wenn SN System nicht kaputt macht)

Rotations- achse q = M1/M2 = 2 Beginn Masse- Verlust bei Stern 1 Entwicklungsequenz q = M1/M2 = ½ Stern Stern 2 Ende M bei q = 1/10, letzter Kontakt mit Rochefl.  Kontraktion zu kompakten Stern 1) 2) 3) 4) 5) Grundzüge der Entwicklung Zeitliche Entwicklung Weitere Entwicklung Roter Riese + HR-Stern: R1 verkleinert sich durch Verlust der H-reichen Hülle oder/und Einsetzen des He-Brennens Stern 1 zieht sich von Roche-Grenze zurück  Massenstrom versiegt alle Brennen im Stern 1 beendet  Kontraktion zu WZ oder NS Ergebnis: relativ weites Doppelsternpaar mit einen HR-Stern als massenreichere Sekundärkomponente & WZ o. NS als Primärkomponente (wenn SN System nicht kaputt macht)

Auf dem Wege zu diesen Konfigurationen: Anomalien in den Elementhäufigkeiten an der Sternoberfläche  Folge des H- & He-Brennens in Verbindung mit dem starken Massenausstausch: - OB Sterne mit CNO-Anomalien - Wolf-Rayet-Sterne - Bariumsterne

 da HR-Lebenszeit der Sterne = f (M)  Primärkomponente erreicht zuerst eine Endphase  später: - Sekundärkomponente  zum Roten Riesen, nun mit vertauschten Rollen - da kompakte Primärkomponente tiefes Gravitationspotential  effektives Aufsammeln der überströmenden Materie - ist Stern 1 ein NS:  verschiedene Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne  hält Akkretion lang genug an  Bildung SL

 Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne Primärkomponente ist stets ein NS oder Schwarzes Loch !  Ursache der Röntgenemission: Akkretion der überströmenden Materie auf einen Neutronenstern oder Schwarzen Loch (mit/ohne Scheibe) Röntgenleuchtkraft so hoch ( W)  nicht vom WZ möglich Röntgenpulse kurzer Periode  NS Energiequelle für Röntgenemission: freiwerdende potentielle Gravitationsenergie des akkretierenden Gases Lx = M um L = 1031 W zu produzieren genügt geringer Gasstrom bei MPrimär = 1 M8 & M = 10-8 M8/yr  GM R 

 Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne  Massereiche RDS: - Sekundärkomponente: junger OB-Stern mit M > 10 M8 - Lx/Lopt = 10-3…10 - NS hat starkes Magnetfeld  Materiestrom auf die Pole Massearme RDS: - stark im weichen Röntgenbereich strahlend (Lx > 1027W), nicht gepulsed - Teil: Röntgenburster zeigen unregelmäßige Ausbrüche - Objekte zum Milchstraßenzentrum hin konzentriert  alte Objekte: Magnetfeld des NS weitgehend bereits zerfallen (B = 104…6 T), wesentlich schwächer  deshalb Gasstrom in Akkretionsscheibe

 da HR-Lebenszeit der Sterne = f (M)  Primärkomponente erreicht zuerst eine Endphase  später: - Sekundärkomponente  zum Roten Riesen, nun mit vertauschten Rollen - da kompakte Primärkomponente tiefes Gravitationspotential  effektives Aufsammeln der überströmenden Materie - ist Stern 1 ein NS:  verschiedene Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne  hält Akkretion lang genug an  Bildung SL

Cygnus X-1 Optisches Bild X-ray Exosat
Entdeckt: 1972, kanadischer Astronom: Tom Bolton Cyg X-1 hat einen blauweißen Riesen (Spektraltyp O9.7) als Begleiter mit 18 M8, R = 17R8, mv = 8.84mag, Umlaufzeit beträgt nur 5.6 d - physikalische Abstand des Doppelsterns nur 20 R8! - das kompakte Objekt (SL-Kandidat) hat eine Masse von etwa 5 bis 8 oder 16 Sonnenmassen. X-ray Exosat

 Liste heute bekannter stellarer SL-Kandidaten Objekt XTE J Cyg X SS 433 Cyg X-3 GRS Entfernung 1.8 kpc 2.0 bis 2.5 kpc kpc (NS o. SL) kpc (NS o. SL) kpc Wirt Begleitstern blauweißer Riesenstern Begleitstern Wolf-Rayet Stern Begleitstern

XTE J (Entdeckung 2001)

 ein SXT (Soft X-ray Transient) = Quelle die
übergehend sehr hell im Bereich der weichen Röntgenstrahlung leuchtet.  Entdeckung: während einer Röntgendurch- musterung, März 2000, RXTE All-Sky Monitor  sitzt im Galaktischen Halo (Ursa Major) Entfernung ≈ 1.8 kpc = nächst liegender SL Kandidat Binärsystem: SL M8 + Begleitstern M8 Quelle zeigt quasi-periodische Oszillationen im Bereich von wenigen Hertz,  globalen, räumlichen Schwingungen in der Akkretionsscheibe Plasmaausströmungen

 da HR-Lebenszeit der Sterne = f (M) Primärkomponente erreicht zuerst eine Endphase  später: - Sekundärkomponente  zum Roten Riesen, nun mit vertauschten Rollen - da kompakte Primärkomponente tiefes Gravitationspotential  effektives Aufsammeln der überströmenden Materie - ist Stern 1 ein NS:  verschiedene Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne  hält Akkretion lang genug an  Bildung SL - ist Stern 2 ein WZ:  Vielfalt kataklysmischer Veränderlicher

Kataklysmische Veränderliche
CV = cataclysmic variables enge halbgetrennte Systeme Primärkomponente: immer Weißer Zwerg Sekundärkomponente: massearmer Stern: HR-Stern, meistens Roter Riese  Überströmen von Materie vom Sekundärstern auf die Primärkomponente um Primärstern: Akkretionsscheibe mit „hot spot“  kurze Umlaufperioden: d Modellvorstellung: - kein vorhandenes Teleskop löst diese Systeme auf - passt aber gut zu beobachtbaren Spektren

CV cataclysmic variables Abstand a: a = 1.1 { } (M1 + M2)1/3  R8 P orb = binary orbital period scheinbare Lücke in den Umlaufperioden zwischen 2-3 h (the so-called "period gap") Leuchtkraft (für alle kompakte Binärsysteme) dominiert durch Akkretion !   L = G M MWZ/RWZ ~ (M/10–9 M8 yr–1 ) (MWZ/M8) (RWZ/104 km)–1 L8 max. Energieausstoß im UV - X-ray  Untersuchung mit UV- & X-ray Satelliten With the nearest systems at distances of ~ 100 parsecs (320 light years) from Earth, the space density of CVs is moderately large (a few X 10–5 parsec–3) and the total number in the Galaxy is huge (~ 106). The orbital evolution of these binaries, and hence the mass-transfer rate (Mdot) from the secondary to the white dwarf is driven by magnetic braking of the secondary for long-period systems (Porb > 3 hr) and gravitational radiation for short-period systems (Porb < 3 hr). Porb [h] 2/3 3 [h] CVs radiate primarily in the ultraviolet through X-ray bandpasses, hence they are studied extensively with space-based telescopes such as the Hubble Space Telescope (HST), the Hopkins Ultraviolet Telescope (HUT), the Orbiting and Retrievable Far and Extreme Ultraviolet Spectrograph (ORFEUS), the Far-Ultraviolet Explorer (FUSE), the Roentgen Satellite (ROSAT), the Rossi X-Ray Timing Explorer (XTE), the Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA), NASA's Chandra X-Ray Observatory, the X-Ray Multi-Mirror Mission (XMM) satellite, and the Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE).

CV cataclysmic variables Unterscheidung: non-magnetic Weißer Zwerg ohne Magnetfeld besitzt eine Akkretionsscheibe b) magnetic (Polars) Weißer Zwerg mit Magnetfeld hat keine Akkretionsscheibe

Kataklysmische Veränderliche CV cataclysmic variables Unterscheidung:
Unterscheidung: non-magnetic Weißer Zwerg ohne Magnetfeld besitzt eine Akkretionsscheibe b) magnetic (Polars) Weißer Zwerg mit Magnetfeld hat keine Akkretionsscheibe Animation of a cataclysmic variable with a magnetic white dwarf (blue circle) accreting onto two poles via extended curtains. The colour coding represents the line-of-sight velocities of the specific parts in the accretion flow (J. Vogel).

Vergleich der 2D-Geschwindigkeitskarten Resolving accretion curtains in the asynchronous magnetic cataclysmic variable BY Cam Tomography of close binary stars BY Camelopardalis is a close stellar pair, in which a low-mass star loses gas onto a compact white dwarf. Using phase-resolved, medium-resolution spectroscopy and the technique of Doppler tomography, we could resolve an extended mass flow in this peculiar magnetic, interacting binary. The strong magnetic field of the white dwarf of 28 MegaGauss - a thousand times stronger than that in a sunspot - dramatically changes the structure of the infalling mass flow. In contrast to non-magnetic cataclysmic variables (CV) forming accretion disks, the material is usually collimated in a focused stream and directed to one or both magnetic poles. This structure, which at micro-arcsecond scales is not observable by direct imaging, can be resolved by reconstructing the 2-dimensional velocity fields from a set of spectra taken at different aspect angles. The target binary is the brightest member of the rare class of four known asynchronous polars, where the rotation of the magnetic white dwarf differs by a few percent from the orbital revolution period. The first tomographic observations of such a system obtained during two different occasions in 1998 and 1999, revealed line emission spread out over a large velocity range forming a crescent at negative velocities in the Doppler maps. Location and extent of the structure in the Doppler maps can be reproduced with a simple curtain model raised over a wide range in azimuth. This surprising result is in stark contrast to previous observations of non-magnetic and strongly magnetic cataclysmic variables, which preferentially accrete either through an accretion disk or a funnelled stream, respectively. Magnetic accretion via curtains may be a yet unobserved but important mode of mass transfer in other types of astrophysical objects, among them T Tauri objects or neutron stars. At present it is not clear whether the observed behaviour is related to the asynchronous nature of the object or simply caused by a larger than average mass accretion rate. Ultimate conclusion will require an extended spectroscopic campaign providing a set of Doppler maps over the entire beat cycle of 14 days. R. Schwarz Two Doppler maps of two CVs clearly showing an accretion disk (left) and a magnetic CV (right) dominated by strong emission from the ballistic stream. Schwarz, A.D. Schwope, A. Staude, R.A. Remillard, 2005, A&A 444, 213

Magnetische CV -Sterne Künsterische Darstellungen Resolving accretion curtains in the asynchronous magnetic cataclysmic variable BY Cam Tomography of close binary stars BY Camelopardalis is a close stellar pair, in which a low-mass star loses gas onto a compact white dwarf. Using phase-resolved, medium-resolution spectroscopy and the technique of Doppler tomography, we could resolve an extended mass flow in this peculiar magnetic, interacting binary. The strong magnetic field of the white dwarf of 28 MegaGauss - a thousand times stronger than that in a sunspot - dramatically changes the structure of the infalling mass flow. In contrast to non-magnetic cataclysmic variables (CV) forming accretion disks, the material is usually collimated in a focused stream and directed to one or both magnetic poles. This structure, which at micro-arcsecond scales is not observable by direct imaging, can be resolved by reconstructing the 2-dimensional velocity fields from a set of spectra taken at different aspect angles. The target binary is the brightest member of the rare class of four known asynchronous polars, where the rotation of the magnetic white dwarf differs by a few percent from the orbital revolution period. The first tomographic observations of such a system obtained during two different occasions in 1998 and 1999, revealed line emission spread out over a large velocity range forming a crescent at negative velocities in the Doppler maps. Location and extent of the structure in the Doppler maps can be reproduced with a simple curtain model raised over a wide range in azimuth. This surprising result is in stark contrast to previous observations of non-magnetic and strongly magnetic cataclysmic variables, which preferentially accrete either through an accretion disk or a funnelled stream, respectively. Magnetic accretion via curtains may be a yet unobserved but important mode of mass transfer in other types of astrophysical objects, among them T Tauri objects or neutron stars. At present it is not clear whether the observed behaviour is related to the asynchronous nature of the object or simply caused by a larger than average mass accretion rate. Ultimate conclusion will require an extended spectroscopic campaign providing a set of Doppler maps over the entire beat cycle of 14 days. R. Schwarz

Intermediate Polars Resolving accretion curtains in the asynchronous magnetic cataclysmic variable BY Cam Tomography of close binary stars BY Camelopardalis is a close stellar pair, in which a low-mass star loses gas onto a compact white dwarf. Using phase-resolved, medium-resolution spectroscopy and the technique of Doppler tomography, we could resolve an extended mass flow in this peculiar magnetic, interacting binary. The strong magnetic field of the white dwarf of 28 MegaGauss - a thousand times stronger than that in a sunspot - dramatically changes the structure of the infalling mass flow. In contrast to non-magnetic cataclysmic variables (CV) forming accretion disks, the material is usually collimated in a focused stream and directed to one or both magnetic poles. This structure, which at micro-arcsecond scales is not observable by direct imaging, can be resolved by reconstructing the 2-dimensional velocity fields from a set of spectra taken at different aspect angles. The target binary is the brightest member of the rare class of four known asynchronous polars, where the rotation of the magnetic white dwarf differs by a few percent from the orbital revolution period. The first tomographic observations of such a system obtained during two different occasions in 1998 and 1999, revealed line emission spread out over a large velocity range forming a crescent at negative velocities in the Doppler maps. Location and extent of the structure in the Doppler maps can be reproduced with a simple curtain model raised over a wide range in azimuth. This surprising result is in stark contrast to previous observations of non-magnetic and strongly magnetic cataclysmic variables, which preferentially accrete either through an accretion disk or a funnelled stream, respectively. Magnetic accretion via curtains may be a yet unobserved but important mode of mass transfer in other types of astrophysical objects, among them T Tauri objects or neutron stars. At present it is not clear whether the observed behaviour is related to the asynchronous nature of the object or simply caused by a larger than average mass accretion rate. Ultimate conclusion will require an extended spectroscopic campaign providing a set of Doppler maps over the entire beat cycle of 14 days. R. Schwarz

Polars & Intermediate Polars Aus Niel Brandt Astronomievorlesung Pennsylvania State University Resolving accretion curtains in the asynchronous magnetic cataclysmic variable BY Cam Tomography of close binary stars BY Camelopardalis is a close stellar pair, in which a low-mass star loses gas onto a compact white dwarf. Using phase-resolved, medium-resolution spectroscopy and the technique of Doppler tomography, we could resolve an extended mass flow in this peculiar magnetic, interacting binary. The strong magnetic field of the white dwarf of 28 MegaGauss - a thousand times stronger than that in a sunspot - dramatically changes the structure of the infalling mass flow. In contrast to non-magnetic cataclysmic variables (CV) forming accretion disks, the material is usually collimated in a focused stream and directed to one or both magnetic poles. This structure, which at micro-arcsecond scales is not observable by direct imaging, can be resolved by reconstructing the 2-dimensional velocity fields from a set of spectra taken at different aspect angles. The target binary is the brightest member of the rare class of four known asynchronous polars, where the rotation of the magnetic white dwarf differs by a few percent from the orbital revolution period. The first tomographic observations of such a system obtained during two different occasions in 1998 and 1999, revealed line emission spread out over a large velocity range forming a crescent at negative velocities in the Doppler maps. Location and extent of the structure in the Doppler maps can be reproduced with a simple curtain model raised over a wide range in azimuth. This surprising result is in stark contrast to previous observations of non-magnetic and strongly magnetic cataclysmic variables, which preferentially accrete either through an accretion disk or a funnelled stream, respectively. Magnetic accretion via curtains may be a yet unobserved but important mode of mass transfer in other types of astrophysical objects, among them T Tauri objects or neutron stars. At present it is not clear whether the observed behaviour is related to the asynchronous nature of the object or simply caused by a larger than average mass accretion rate. Ultimate conclusion will require an extended spectroscopic campaign providing a set of Doppler maps over the entire beat cycle of 14 days. R. Schwarz

Non-magnetic cataclysmic variables Zwei wichtige Strukturen  Teff of the accretion disk ranges from ~ 5000 K at its outer edge to ~ few x 104 K at its inner edge  Abstrahlung hauptsächlich optisch – FUV Grenzschicht Scheibe-WZ: kleine Ausmaße + große L  Teff (Grenzschicht) » T eff (Scheibe) Akkretionsscheibe, in der bereits die Hälfte von Epot der akkretierenden Materie aufgefangen wird & Grenzschicht zwischewn Akkretionsscheibe und der Oberfläche des WZ, wo Ekin in Eth and Erad umgewandelt wird

Non-magnetic cataclysmic variables   Ist M hoch (M ~ 10-8 M8/yr):  Grenzschicht ist optisch dick, Teff ~ 105 K (10 eV)  System strahlt hauptsächlich im EUV & soft X-ray band Ist M niedrig (M ~ M8/yr)  Grenzschicht ist optisch dünn, Teff ~ 108 K (10 keV)  System strahlt hauptsächlich im X-ray band  high-velocity (v ~ 3000 km/s) outflows ("winds") mit (M ~ M8/yr) Hinweis von: P Cygni profiles of their ultraviolet resonance lines  Oberflächenwind der Akkretionsscheibe verursacht durch Strahlungsdruck und möglicherweise magnetische Kräfte   

Modell für einen non-mag. Kataklysmischen Veränderlichen Lichtkurve und ihre Merkmale Sichtbarkeit heißer Fleck Roter Riese verdeckt Scheibe

Klassische Novae  Kataklysmische Veränderliche = Vorläufersysteme von klassischen Novae  nach einiger Zeit des Massenüberstroms von Sekundärkomponente auf WZ kommt es zum so genannten thermonuklearen Runaway, = explosives Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche des weißen Zwerges  Novae  wiederkehrende Ereignisse mit Periodendauern zwischen Monaten und einigen Millionen Jahren (unregelmäßig)  zwei Typen: = f (Masse des ursprünglichen Sterns, der sich zum weißen Zwerg entwickelte) a) Mursprünglich < 8 M8 : endet die Phase der nuklearen Energieerzeugung mit dem Heliumbrennen, b) Mursprünglich > 8 M8 : auch Kohlenstoffbrennen

Klassische Novae Nova-Ausbrüche Dauer: 10 …100 Tage Helligkeitsänderung: um bis zu fache L8 1000 Tage nach Ausbruch: Nebel sichtbar HST image of Nova Cygni 1992: die abgestoßene äußere Hülle ist sichtbar VHülle ≥ 1000 km/s V4743 Sgr = Nova Sgr

Zwergnovae Fakt: Zwergnova-Ausbrüche Dauer: 10 …1000 Tage Helligkeitsänderung: bis zu 100-fach unregelmäßige kurze Perioden: 4-10 Wochen - Novaausbrüche entstehen auf WZ - Zwergnovaausbrüche in/auf der Akkretionsscheibe Z Camelopardalis (Z Cam) is one of the brightest dwarf novae in the sky, and at a distance of 163 pc. It is also one of the closest. About every 20 days it brightens by up to a factor of 40 (to apparent visual magnitude ~ 10), returning to minimum a few days later. Ultraviolet GALEX image: Material ejected hundreds or thousands of years ago during the last nova eruption.

Klassische Novae  zwei Typen: = f (Masse des ursprünglichen Sterns, der sich zum weißen Zwerg entwickelte) a) Mursprünglich < 8 M8 : endet die Phase der nuklearen Energieerzeugung mit dem Heliumbrennen, b) Mursprünglich > 8 M8 : auch Kohlenstoffbrennen Pimär Primär resultierenden Novae unterscheiden sich durch: a) Verteilungen schwerer Elemente b) aufgrund der verschiedenen Massen der Primärkomponenten, durch die Periodendauer und »Heftigkeit« der Ausbrüche mit MWZ steigt auch Tmax  verschiedene Elementproduktionsprozesse aktiv  schwerer WZ benötigt weniger akkretierte Materie (und damit weniger Zeit) für Ausbruch  massearmere Nova-Version: beobachteten Überhäufigkeiten O & C  CO-Nova  massereichere Version: Überproduktion von vor allem O, Ne, und Mg  ONeMg-Novae

Klassische Novae mit MWZ steigt auch Tmax  verschiedene Elementproduktionsprozesse aktiv  schwerer WZ benötigt weniger akkretierte Materie (und damit weniger Zeit) für Ausbruch  masseärmere Nova-Version: beobachteten Überhäufigkeiten O & C  CO-Nova  massereichere Version: Überproduktion von vor allem O, Ne, und Mg  ONeMg-Novae schwerer weißer Zwerg benötigt weniger akkretierte Materie (und damit weniger Zeit), um den kritischen Druck, bei dem es zum Ausbruch kommt, zu erreichen. Mit der Masse steigt auch die maximale Temperatur, womit sich auch die ablaufenden Prozesse verändern

Klassische Novae beim thermonuklearen Runaway: T ≈ 10 8 K  Nukleosynthese über CNO-Zyklen (massearm), sowie auch NeNa- und MgAl-Zyklus (massereicher)  da nicht die gesamte akkretierte Schale brennt und eine Durchmischung innerhalb der Schale stattfindet, können in diesen Zyklen produzierte Elemente aus dem Kreislauf ausbrechen  Elementeanreicherung  Novae tragen so erheblich zum Vorkommen der Isotope 13C, 15O, 17N im Universum bei  Häufigkeit: ≈ 35 (klassische) Novae pro Jahr in Galaxis (große Häufigkeit der CV + kurze Zeitabstände) schwerer weißer Zwerg benötigt weniger akkretierte Materie (und damit weniger Zeit), um den kritischen Druck, bei dem es zum Ausbruch kommt, zu erreichen. Mit der Masse steigt auch die maximale Temperatur, womit sich auch die ablaufenden Prozesse verändern  gesamter Materieausstoß in Galaxis: M8/yr

Rekurrente Novae  Leuchtkraft & Frequenz der Ausbrüche  zwischen Zwerg- und klassischen Novae = wiederkehrende Novae inhomogene Gruppe: - ein Teil der Ausbrüche: thermonuklearer Runaway in der Akkretionsscheibe des WZ‘s - einige Ereignisse erklärt durch: Instabilitäten in der Akkretionsscheibe oder plötzliche Schwankungen im Massentransfer in einem Binärsystem: Riese + HR-Stern = Bindeglied zwischen den klassischen (Runaway) und den Zwergnovae (Instabilitäten) Die Einstufung als RN (nach Webbink et al.): Es müssen zwei oder mehr Ausbrüche mit maximal erreichten absoluten Helligkeiten vergleichbar mit denen von klassischen Novae (M < –5,5M) beobachtet worden sein. Ausstoß einer diskreten Schale mit Expansionsgeschwindigkeiten v > 300 km/s. schwerer weißer Zwerg benötigt weniger akkretierte Materie (und damit weniger Zeit), um den kritischen Druck, bei dem es zum Ausbruch kommt, zu erreichen. Mit der Masse steigt auch die maximale Temperatur, womit sich auch die ablaufenden Prozesse verändern

Rekurrente Novae Die Einstufung als rekurrente Nova (nach Webbink et al.): 1) Es müssen zwei oder mehr Ausbrüche mit maximal erreichten absoluten Helligkeiten vergleichbar mit denen von klassischen Novae (MV < –5.5mag) beobachtet worden sein 2) Ausstoß einer diskreten Schale mit Expansions- geschwindigkeiten v > 300 km/s schwerer weißer Zwerg benötigt weniger akkretierte Materie (und damit weniger Zeit), um den kritischen Druck, bei dem es zum Ausbruch kommt, zu erreichen. Mit der Masse steigt auch die maximale Temperatur, womit sich auch die ablaufenden Prozesse verändern Lichtkurve von SS Cyg Δ T = 50 Tage nach Beobachtungen von P.Enskonatus, A.Holbe, G.Krisch, M.Kuzmin, T.Lange, J.Neumann, D.Süßmann, F.Vohla

Schließlich endet auch Entwicklung Sekundärkomponete 1) als WZ + Planetarischer Nebel 2) als NS oder 3) als SL entsprechend, der bereits vorhandenen Primärkomponente kann nun entstehen: Sekundärkomponente  WZ: - ein relativ weites Paar von WZs - ein Paar aus WZ & NS (Primärkomponente o. SL) Sekundärkomponente  NS + Supernova : explodiert Stern 2 als SN  Zerstörung Bindung des Systems, jede Komponente fliegt als „runaway-Stern“ mit ≈100 km/s davon  Erklärung hoher Raumgeschwindigkeiten vieler Radiopulsare

… hat hingegen Stern 2 hinreichend viel Masse verloren  schwacher SN-Ausbruch  Entstehung gebundenes NS-Paar Paare aus NS & SL oder SL & SL = schwer beobachtbar

Paar NS + NS PSR B1913+16 entdeckt 1974 von Taylor and Hulse
 Nobel Prize in Physics  Pulsar and NS PSR J entdeckt 2003 von einem an international team of scientists from the UK, Australia, Italy and the USA  Pulsar + Pulsar = Testlabor für die Graviationstheorie

Doppelpulsare PSR J0737-3039A,B 23-millisecond pulsar PSR J0737-3039A
2.8-second pulsar PSR J B Umlaufperiode: 2.4 h Genauester Test der Gravitationswellentheorie: der Durchmesser der Umlaufbahn veringert sich 7mm pro Tag ! Coalesce in about 85 million years The supernova remnant G in which the double pulsar lies.

RX J0806.3+1527 Animation: Doppel Weißer Zwerg

Sterne und Weltraum 36 [2/1997], S Bekannte Vertreter: Die Röntgenquelle LMC X3 in der Großen Magellanschen Wolke. Das kompakte Begleitobjekt dieses Systems hat mindestens 9 M8 und ist deshalb wahrscheinlich ein Schwarzes Loch. Die Röntgenquelle Cyg X1 beherbergt ein Schwarzes Loch von mindestens 16 M8.

Wechselwirkung von engen Doppelsternen, wenn eine Komponente sich von HR wegentwickelt: bereits bevor Stern 1 seine Roche-Fläche ausfüllt: - Aufheizung des kühleren HR-Begleiters, - Inititieren von Oberflächenaktivität (mögliche Ursache für starke Röntgen- & Radioemissionen der RS CVn Veränderlichen) erreicht Stern 1 seine Roche-Fläche: 1) erst: Phase mit großen Massenstrom durch L1 in relativ kurzer Zeit (≈ tHK) bis M1 ≈ M2 2) folgend: Phase mit Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn)

Sekundärstern (HR-Stern o. Roter Riese) Heißer Fleck Gasstrom Primärstern (Weißer Zwerg)  enge halbgetrennte Systeme  Überströmen von Materie vom Sekundärstern auf die Primärkomponente  um Primärstern: Akkretionsscheibe mit „hot spot“ Modellvorstellung: - kein vorhandenes Teleskop löst diese Systeme auf - passt aber gut zu beobachtbaren Spektren

Novae The white dwarf captures matter lost through the inner Lagrange point of the secondary. To conserve angular momentum, this material does not accrete directly onto the white dwarf, but forms an accretion disk around the compact star. As it losses angular momentum, the material in the disk slowly drifts inward and accretes onto the surface of the white dwarf. An envelope or "ocean" of hydrogen-rich material builds up on the white dwarf surface. The intense heat and pressure at the base of this envelope eventually leads to a thermonuclear explosion as hydrogen is burned to helium. The explosion blows off the outer layers of the envelope.

Glosar RX J Animations

Entwicklung enger Doppelsterne.

Ähnliche Präsentationen

Präsentation zum Thema: "Entwicklung enger Doppelsterne."— Präsentation transkript:

Ähnliche Präsentationen

Über Projekt

Feedback

Anmelden

Anmeldung über soziales Netzwerk:

Entwicklung enger Doppelsterne.

Ähnliche Präsentationen

Präsentation zum Thema: "Entwicklung enger Doppelsterne."— Präsentation transkript:

Ähnliche Präsentationen

Über Projekt

Feedback