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

Hot Subdwarfs R ≈ 0.1 - 0.3 RO Horizontalast = He-Brennen

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

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

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

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

Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

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

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

Massenfunktion

Problem unterbestimmt!

sin i < 1, Annahme für M1 → Untergrenze für M2

Ziel: Bestimmung der fundamentalen Parameter → M1, R1, M2, R2 Spektralanalyse der sichtbaren Komponente (z. B. sdB) durch Vergleich mit Modellen → Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung

Sternmodelle → M1, R1

Bei großen Samplen ist eine statistische Analyse möglich Annahme: Statistische Verteilung der Inklinationswinkel → Verteilung der Begleitermassen M2 → Vergleich mit Doppelstern-Populationsmodellen PROBLEM: Selektionseffekte!

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

Synchronisation 3

Synchronisation

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

Synchronisation

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

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

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

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

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

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

M2 = 0.40 – 0.90 MO Weißer Zwerg M1 + M2 = 1.40 MO Chandrasekhar-Masse Begleitermasse M2 = 0.40 – 0.90 MO Weißer Zwerg M1 + M2 = 1.40 MO Chandrasekhar-Masse SN Ia Vorläufer Kandidat

Ellipsoidale Verformung (Hanke)

Ellipsoidale Verformung

Ellipsoidale Verformung Roche Model Modulation mit halber Orbitperiode (KPD 1930+2752 sdB+WD; Geier et al. 2007)

Reflektionseffekt Heißer Stern mit kühlem Begleiter

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

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

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

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

Differenzielle Photometrie Maximale Genauigkeit: 0.1 %

Weltraumteleskope CoRoT COnvection ROtation and planetary Transits Start 2007 0.27m-Spiegel → Gesichtsfeld: 3 x 3 Grad

Weltraumteleskope CoRoT 150 Tage Lichtkurven von 200000 Objekten

Weltraumteleskope Kepler (NASA) Start 2009 0.95m-Spiegel 95 Megapixel Camera → Gesichtsfeld: 12 x 12 Grad

Weltraumteleskope Kepler >3.5 Jahre Lichtkurven von 150000 selektierten Objekten

Weltraumteleskope

Heiße Subdwarfs im Keplerfeld (Ostensen et al. 2010)

Kepler Lichtkurve von KPD 1946+4340 Kepler light curve of KPD 1946+4340 after detrending and removing outliers. © This slide is made available for non-commercial use only. Please note that permission may be required for re-use of images in which the copyright is owned by a third party. Bloemen et al. 2011, MNRAS http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1365-2966.2010.17559.x/full#f1

Die Lichtkurve von KPD 1946+4340 (Bloemen et al. 2011) KPD 1946+4340: sdB Doppelstern mit 0.4 d Periode Extrem schwache Bedeckungen + Massenfunktion → Begleiter ist ein Weißer Zwerg

Die Lichtkurve von KPD 1946+4340 (Bloemen et al. 2011) Sinusoidale Variation mit halber Orbitalperiode → Ellipsoidalverformung

Die Lichtkurve von KPD 1946+4340 (Bloemen et al. 2011) Probleme mit dem Modell → Bedeckungen zu tief → Ellipsoidalvariation ist assymmetrisch

Microlensing (NASA)

Microlensing (DLR)

Microlensing (OGLE)

Die Lichtkurve von KPD 1946+4340 (Bloemen et al. 2011) Microlensing ist nachweisbar → Bedeckung weniger tief → Anti-transits bei Bedeckungen durch Neutronensterne oder Schwarze Löcher!

Doppler-Beaming (Wikipedia)

Doppler-Beaming (Wikipedia)

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

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

Die Radialgeschwindigkeitskurve von KPD 1946+4340 (Bloemen et al. 2011)

Kepler observations of the beaming binary KPD 1946+4340 Figure equivalent to Fig. 4, but for an MCMC run with a prior constraint that the WD mass–radius relation has to match the Eggleton relation to within 5 per cent rms. © This slide is made available for non-commercial use only. Please note that permission may be required for re-use of images in which the copyright is owned by a third party. WD: M=0.59+-0.02 M⊙ sdB: M=0.47+-0.03 M⊙ R=0.0137+-0.0004R⊙ R=0.212+-0.006R⊙ Tidally bound rotation Bloemen et al. 2011

Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode Periode: P=0.0489790717 (38) day RV Halbmplitude: K= 380 km/s sdB Masse: 0.46 M⊙ (Han et al. 2003)

Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode Period: P=0.0489790717 (38) day Lichtkurve: Ellipsoidale Variationen + Doppler boosting Inclination: 80° M(comp) = 0.72 M⊙

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

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

O-C-Methode Zusätzliche Begleiter!

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

O-C-Methode Quadratischer Term: Orbitperiode ändert sich um -10-8 d/yr (HW Vir, Lee et al. 2009)

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

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

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

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

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

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

- 1.) P=12.7 Jahre, e=0.45, M=14 Jupitermassen, Planet/BD 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=30-120 Jupitermassen BD/MS

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