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Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden

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. (ESO bearbeitet von Geier). Späte Hauptreihe

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Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden

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Presentation Transcript

  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 ≈ 0.1 - 0.2 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 ≈ 0.1 - 0.3 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 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

  12. Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

  13. Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten P (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

  14. Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten K1 K2 (HE 1414-0848, 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. 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 Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode K

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

  32. Massenfunktion

  33. Problem unterbestimmt!

  34. sin i < 1, Annahme für M1 → Untergrenze für M2

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

  36. Sternmodelle → M1, R1

  37. 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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