Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden Doppelsterne mit kurzen Orbitalperioden: Minuten bis wenige Tage Keplersche Gesetze: Kleine Separation.

Präsentation zum Thema: "Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden Doppelsterne mit kurzen Orbitalperioden: Minuten bis wenige Tage Keplersche Gesetze: Kleine Separation."—  Präsentation transkript:

1 Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden Doppelsterne mit kurzen Orbitalperioden: Minuten bis wenige Tage Keplersche Gesetze: Kleine Separation Nur möglich, wenn beide Komponenten kompakt sind Ansonsten: Interaktion

2 Doppelsterne (Pogge, Ohio State University)

3 Massenverlust durch Common Envelope Ejection (NASA)

4 Massenfunktion

5 HM Cancri, WD+WD, P=5.4 min! (Roelofs et al. 2010) Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme

6 Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

7 Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme Orbitparameter von beiden Komponenten (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

8 Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002) P

9 Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme Orbitparameter von beiden Komponenten (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002) K1K1 K2K2

10 Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten Problem unterbestimmt!

11 Δγ Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!

12 Gravitationsrotverschiebung Allgemeinen Relativitätstheorie Licht, das von einem massiven Objekt emittiert wird, erfährt eine Rotverschiebung

13 Messbar bei WD + WD Doppelsternen Δγ

14 Bedeckende, doppel-linige Systeme sind sehr selten Ähnliche Leuchtkraft & Hoher Inklinationswinkel (Pogge, Ohio State University)

15 Ein bedeckendes WZ+WZ Doppelsternsystem P = 12 min. M1 = 0.25 Msun M2 = 0.55 Msun (Brown et al. 2011, ApJ 737, L23

16 (ESO bearbeitet von Geier)

17 Späte Hauptreihe R 0.1 - 0.2 R O H-Brennen im Kern Kaum entwickelt

18 Braune Zwerge R 0.1 R O Kein H-Brennen im Kern

19 Weiße Zwerge R 0.01 R O Entartete C/O oder He-Kerne

20 Hot Subdwarfs R 0.1 - 0.3 R O Horizontalast = He-Brennen

21 Entstehung von sdBs Extremer Massenverlust in der Roten Riesen Phase ist notwendig

22 22 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

23 10m Keck I + II, Hawaii (Wainscoat, IfA Hawaii)

24 Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten

25 Masse-Radius Beziehung

26 (Berry, NASA, GSFC)

27 (NASA)

28 Supernovae Ia (SN Ia) sind extrem helle Standardkerzen Erster Nachweis für Dunkle Energie Vorläuferpopulation ist nach wie vor unbekannt!

29 Merger Kanal: M 1 + M 2 1.4 M O t M [yr], P [hr], M 1,2 [M O ] t M < t Hubble

30 (Hobart, NASA, CXC) Alternativszenario: Akkretion auf massiven Weißen Zwerg

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

32 Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

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

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

35 Massenfunktion

36

37 Problem unterbestimmt!

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

39 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

40 Sternmodelle M 1, R 1

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