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(ESO bearbeitet von Geier) Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne.

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Präsentation zum Thema: "(ESO bearbeitet von Geier) Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne."—  Präsentation transkript:

1 (ESO bearbeitet von Geier) Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne

2 Hot Subdwarfs R R O Horizontalast = He-Brennen

3 Subwarfsterne in engen Doppelsternen ~50% in Doppelsternen mit P <30d, Median: 0.6 Tage Begleiter unsichtbar: -Weißer Zwerg - Massearmer Hauptreihenstern -Brauner Zwerg 0.6 d

4 Common envelope ejection Entstehung heißer Subdwarfs: -Common envelope ejection -auf dem ersten Riesenast - Kompakte Doppelsterne: SD + MS/WD in engem Orbit (P<30d)

5 5 Common Envelope Ejection Andreas Irrgang, Bamberg, 2009 Ausbildung einer gemeinsamen Hülle um beide Sterne (CE=Common Envelope) Reibung mit der Hülle schneller Umlauf, Abstossen der Hülle

6 Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente

7 Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

8 Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente K Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode

9 Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente P Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode

10 Massenfunktion

11

12 Problem unterbestimmt!

13 sin i < 1, Annahme für M 1 Untergrenze für M 2

14 Ziel: Bestimmung der fundamentalen Parameter M 1, R 1, M 2, R 2 Spektralanalyse der sichtbaren Komponente (z. B. sdB) durch Vergleich mit Modellen Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung

15 Sternmodelle M 1, R 1

16 Bei großen Samplen ist eine statistische Analyse möglich Annahme: Statistische Verteilung der Inklinationswinkel Verteilung der Begleitermassen M 2 Vergleich mit Doppelstern-Populationsmodellen PROBLEM: Selektionseffekte!

17 In engen Doppelsternsystemen wirken besonders hohe Gezeitenkräfte Synchronisation von Umlauf- und Rotationsperiode

18 Synchronisation 3

19 Synchronisation

20 Bestimmung der Schwerebeschleunigung g Effektivtemperatur und Schwerebeschleunigung werden durch Fitten mit Modellspektren bestimmt (Geier et al. 2007)

21 Synchronisation

22 Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992)

23 Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992)

24 Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992)

25 Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992)

26 Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992)

27 Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992)

28 Begleitermasse M 2 = 0.40 – 0.90 M O Weißer Zwerg M 1 + M 2 = 1.40 M O Chandrasekhar-Masse SN Ia Vorläufer Kandidat

29 Ellipsoidale Verformung (Hanke)

30 Ellipsoidale Verformung

31 (KPD sdB+WD; Geier et al. 2007) Roche Model Modulation mit halber Orbitperiode Ellipsoidale Verformung

32 Reflektionseffekt Heißer Stern mit kühlem Begleiter

33 ESO-NTT/Ultracam T.Marsh, priv.comm.

34 Reflektionseffekt Problem: Aufheizung des Begleiters ist noch nicht richtig verstanden Keine echte Reflektion! Effekt auch von anderen Parametern abhängig Nur bedingt für Analysen geeignet Messgenauigkeit vom Boden aus ist begrenzt

35 Differenzielle Photometrie Erdatmosphäre begrenzt Genauigkeit Seeing Absorption Rötung Zeitlich variabel!

36 Differenzielle Photometrie Vergleichssterne müssen parallel beobachtet werden gleiche Helligkeit gleiche Farbe nahe am Objekt nicht variabel!

37 Differenzielle Photometrie Maximale Genauigkeit: 0.1 %

38 Weltraumteleskope CoRoT COnvection ROtation and planetary Transits Start m-Spiegel Gesichtsfeld: 3 x 3 Grad

39 Weltraumteleskope CoRoT 150 Tage Lichtkurven von Objekten

40 Weltraumteleskope Kepler (NASA) Start m-Spiegel 95 Megapixel Camera Gesichtsfeld: 12 x 12 Grad

41 Weltraumteleskope Kepler >3.5 Jahre Lichtkurven von selektierten Objekten

42 Weltraumteleskope

43 (Ostensen et al. 2010) Heiße Subdwarfs im Keplerfeld

44 Kepler Lichtkurve von KPD Bloemen et al. 2011, MNRAS

45 (Bloemen et al. 2011) Die Lichtkurve von KPD KPD : sdB Doppelstern mit 0.4 d Periode Extrem schwache Bedeckungen + Massenfunktion Begleiter ist ein Weißer Zwerg

46 (Bloemen et al. 2011) Die Lichtkurve von KPD Sinusoidale Variation mit halber Orbitalperiode Ellipsoidalverformung

47 (Bloemen et al. 2011) Die Lichtkurve von KPD Probleme mit dem Modell Bedeckungen zu tief Ellipsoidalvariation ist assymmetrisch

48 Microlensing (NASA)

49 Microlensing (DLR)

50 Microlensing (OGLE)

51 (Bloemen et al. 2011) Die Lichtkurve von KPD Microlensing ist nachweisbar Bedeckung weniger tief Anti-transits bei Bedeckungen durch Neutronensterne oder Schwarze Löcher!

52 Doppler-Beaming (Wikipedia)

53 Doppler-Beaming

54 Doppler-Beaming F λ Gemessener Fluss F λ,0 Emittierter Fluss B Beaming-Faktor: Abhängig von Spektrum des Objekts und beobachteter Wellenlänge v Geschwindigkeit der emittierenden Quelle

55 Doppler-Beaming Bei engen einzel-linigen Doppelsternen: Sinusförmige Variation mit Orbitalperiode Amplitude proportional zur Radialgeschwindigkeit

56 (Bloemen et al. 2011) Die Radialgeschwindigkeitskurve von KPD

57 Kepler observations of the beaming binary KPD Bloemen et al WD: M= M sdB: M= M R= R R= R Tidally bound rotation

58 Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode sdB Masse: 0.46 M (Han et al. 2003) RV Halbmplitude: K= 380 km/s Periode: P= (38) day

59 Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode Lichtkurve: -Ellipsoidale Variationen + Doppler boosting Inclination: 80° M(comp) = 0.72 M Period: P= (38) day

60 Enge Doppelsterne als Messinstrument? (HW Vir, Lee et al. 2009) Die Orbitperiode von bedeckenden Doppelsternen ist stabil Präzise Zeitmessung möglich

61 O-C-Methode Periodische Abweichungen von beobachteten (observed = O) und berechneten (calculated = C) Bedeckungszeiten

62 O-C-Methode Zusätzliche Begleiter!

63 O-C-Methode (HW Vir, Lee et al. 2009) HW Vir

64 O-C-Methode (HW Vir, Lee et al. 2009) Quadratischer Term: Orbitperiode ändert sich um d/yr

65 O-C-Methode (HW Vir, Lee et al. 2009) Periodische Variation P = 15.8 yr

66 O-C-Methode (HW Vir, Lee et al. 2009) Planet/Brauner Zwerg M = 19 M Jup

67 O-C-Methode (HW Vir, Lee et al. 2009) Periodische Variation P = 9.1 yr

68 O-C-Methode (HW Vir, Lee et al. 2009) Planet M = 8 M Jup

69 Eclipse Timings: O-C Beuermann et al. 2012, A&A 543, 138

70 O-C Methode: HW VIR Beuermann et al. 2012, A&A 543, 138

71 HW Vir -Ein Doppelstern aus sdB & MS Stern - 2 Zirkum-DS Begleiter: - 1.) P=12.7 Jahre, e=0.45, M=14 Jupitermassen, Planet/BD - 2.) P=55 Jahre, e=0.0, M= Jupitermassen BD/MS

72 Hot Subdwarf Stars - 50 % enge Doppelsterne P<30 Tage - 5 von 6 sdB/MS Doppelsterne, die mehr als 5 Jahre lang überwacht wurden, haben weitere massearme Begleiter (Braune Zwerge oder Gasplaneten) Primordial oder 2. Generation


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