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

Doppelsterne (Pogge, Ohio State University)

Massenverlust durch Common Envelope Ejection (NASA)

Massenfunktion

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

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

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

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

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

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

Δγ Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!

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

Messbar bei WD + WD Doppelsternen Δγ

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

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

(ESO bearbeitet von Geier)

Späte Hauptreihe R R O H-Brennen im Kern Kaum entwickelt

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

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

Hot Subdwarfs R R O Horizontalast = He-Brennen

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

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

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

Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten

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: M 1 + M M O t M [yr], P [hr], M 1,2 [M O ] t M < t Hubble

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

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

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 M 1 Untergrenze für M 2

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

Sternmodelle M 1, R 1

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