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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
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(ESO bearbeitet von Geier)
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Späte Hauptreihe R ≈ RO H-Brennen im Kern Kaum entwickelt
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Braune Zwerge R ≈ 0.1 RO Kein H-Brennen im Kern
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Weiße Zwerge R ≈ 0.01 RO Entartete C/O oder He-Kerne
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Hot Subdwarfs R ≈ RO Horizontalast = He-Brennen
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Entstehung von sdBs Extremer Massenverlust in der Roten Riesen
Phase ist notwendig
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sdB Doppelsterne 50 % der sdBs sind enge Doppelsterne mit kurzen Umlaufperioden (Median von P = 0.6 d) (Pogge, Ohio State University)
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Massenverlust durch Common Envelope Ejection
(NASA)
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Bedeckende, doppel-linige Systeme sind sehr selten
→ Ähnliche Leuchtkraft & Hoher Inklinationswinkel (Pogge, Ohio State University)
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Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne
(HE , WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
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Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten (HE , WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
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Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten P (HE , WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
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Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten K1 K2 (HE , WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
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Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne
(Roelofs et al. 2010) HM Cancri, WD+WD, P=5.4 min!
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10m Keck I + II, Hawaii (Wainscoat, IfA Hawaii)
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Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten
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Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten Problem unterbestimmt!
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Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!
Δγ Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!
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Gravitationsrotverschiebung
Allgemeinen Relativitätstheorie → Licht, das von einem massiven Objekt emittiert wird, erfährt eine Rotverschiebung
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Messbar bei WD + WD Doppelsternen
Δγ
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Masse-Radius Beziehung
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(Berry, NASA, GSFC)
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(NASA)
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Supernovae Ia (SN Ia) sind extrem helle Standardkerzen Erster Nachweis für Dunkle Energie Vorläuferpopulation ist nach wie vor unbekannt!
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Merger Kanal: M1 + M2 ≥ 1.4 MO tM [yr], P [hr], M1,2 [MO] tM < tHubble
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Alternativszenario: Akkretion auf massiven Weißen Zwerg
(Hobart, NASA, CXC)
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Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode
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Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne
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Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente K Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode
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Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente P Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode
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Massenfunktion
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Problem unterbestimmt!
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sin i < 1, Annahme für M1 → Untergrenze für M2
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Ziel: Bestimmung der fundamentalen Parameter
→ M1, R1, M2, R2 Spektralanalyse der sichtbaren Komponente (z. B. sdB) durch Vergleich mit Modellen → Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung
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Sternmodelle → M1, R1
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Bei großen Samplen ist eine statistische Analyse möglich
Annahme: Statistische Verteilung der Inklinationswinkel → Verteilung der Begleitermassen M2 → Vergleich mit Doppelstern-Populationsmodellen PROBLEM: Selektionseffekte!
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