Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne

Präsentation zum Thema: "Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne"—  Präsentation transkript:

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

2 Hot Subdwarfs R ≈ RO 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 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

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

7 Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

8 Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne
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 M1 → Untergrenze für M2

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

15 Sternmodelle → M1, R1

16 Bei großen Samplen ist eine statistische Analyse möglich
Annahme: Statistische Verteilung der Inklinationswinkel → Verteilung der Begleitermassen M2 → 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) (Gray 1992)

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

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

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

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

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

28 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

29 Ellipsoidale Verformung
(Hanke)

30 Ellipsoidale Verformung

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

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 2007 0.27m-Spiegel → Gesichtsfeld: 3 x 3 Grad

39 Weltraumteleskope CoRoT 150 Tage Lichtkurven von Objekten

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

41 Weltraumteleskope Kepler >3.5 Jahre Lichtkurven
von selektierten Objekten

42 Weltraumteleskope

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

44 Kepler Lichtkurve von KPD 1946+4340
Kepler light curve of KPD  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

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

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

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

48 Microlensing (NASA)

49 Microlensing (DLR)

50 Microlensing (OGLE)

51 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!

52 Doppler-Beaming (Wikipedia)

53 Doppler-Beaming (Wikipedia)

54 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

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

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

57 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= M⊙ sdB: M= M⊙ R= R⊙ R= R⊙ Tidally bound rotation Bloemen et al. 2011

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

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

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 (HW Vir, Lee et al. 2009)

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

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

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

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

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

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 - 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= 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