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Veröffentlicht von:Reginmund Neubauer Geändert vor über 11 Jahren
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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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Doppelsterne (Pogge, Ohio State University)
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Massenverlust durch Common Envelope Ejection (NASA)
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Massenfunktion
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HM Cancri, WD+WD, P=5.4 min! (Roelofs et al. 2010) Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme
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Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
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Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme Orbitparameter von beiden Komponenten (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
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Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002) P
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Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme Orbitparameter von beiden Komponenten (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002) K1K1 K2K2
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Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten Problem unterbestimmt!
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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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Bedeckende, doppel-linige Systeme sind sehr selten Ähnliche Leuchtkraft & Hoher Inklinationswinkel (Pogge, Ohio State University)
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Ein bedeckendes WZ+WZ Doppelsternsystem P = 12 min. M1 = 0.25 Msun M2 = 0.55 Msun (Brown et al. 2011, ApJ 737, L23
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(ESO bearbeitet von Geier)
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Späte Hauptreihe R 0.1 - 0.2 R O H-Brennen im Kern Kaum entwickelt
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Braune Zwerge R 0.1 R O Kein H-Brennen im Kern
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Weiße Zwerge R 0.01 R O Entartete C/O oder He-Kerne
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Hot Subdwarfs R 0.1 - 0.3 R O Horizontalast = He-Brennen
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Entstehung von sdBs Extremer Massenverlust in der Roten Riesen Phase ist notwendig
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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
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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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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: M 1 + M 2 1.4 M O t M [yr], P [hr], M 1,2 [M O ] t M < t Hubble
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(Hobart, NASA, CXC) Alternativszenario: Akkretion auf massiven Weißen Zwerg
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Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente
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Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne
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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 M 1 Untergrenze für M 2
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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
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Sternmodelle M 1, R 1
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Bei großen Samplen ist eine statistische Analyse möglich Annahme: Statistische Verteilung der Inklinationswinkel Verteilung der Begleitermassen M 2 Vergleich mit Doppelstern-Populationsmodellen PROBLEM: Selektionseffekte!
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