Enge, separierte Doppelsternsysteme:

Präsentation zum Thema: "Enge, separierte Doppelsternsysteme:"—  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 (ESO bearbeitet von Geier)

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

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

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

6 Hot Subdwarfs R ≈ RO Horizontalast = He-Brennen

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

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

9 Massenverlust durch Common Envelope Ejection
(NASA)

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

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

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

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

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

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

16 10m Keck I + II, Hawaii (Wainscoat, IfA Hawaii)

17 Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten

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

19 Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!
Δγ Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!

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

21 Messbar bei WD + WD Doppelsternen
Δγ

22 Masse-Radius Beziehung

23 (Berry, NASA, GSFC)

24 (NASA)

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

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

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

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

29 Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

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

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

32 Massenfunktion

33

34 Problem unterbestimmt!

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

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

37 Sternmodelle → M1, R1

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