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

(ESO bearbeitet von Geier)

Späte Hauptreihe R ≈ 0.1 - 0.2 RO H-Brennen im Kern Kaum entwickelt

Braune Zwerge R ≈ 0.1 RO Kein H-Brennen im Kern

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

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

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

sdB Doppelsterne 50 % der sdBs sind enge Doppelsterne mit kurzen Umlaufperioden (Median von P = 0.6 d) (Pogge, Ohio State University)

Massenverlust durch Common Envelope Ejection (NASA)

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

Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

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

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

Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten K1 K2 (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne (Roelofs et al. 2010) HM Cancri, WD+WD, P=5.4 min!

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

Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten

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

Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?! Δγ Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!

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

Messbar bei WD + WD Doppelsternen Δγ

Masse-Radius Beziehung

(Berry, NASA, GSFC)

(NASA)

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

Merger Kanal: M1 + M2 ≥ 1.4 MO tM [yr], P [hr], M1,2 [MO] tM < tHubble

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

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!