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(ESO bearbeitet von Geier)
Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne
Hot Subdwarfs
R ≈ 0.1 - 0.3 RO
Horizontalast
= He-Brennen
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
Common envelope ejection
Entstehung heißer Subdwarfs:
-Common envelope ejection
-auf dem ersten Riesenast
- Kompakte Doppelsterne:
SD + MS/WD in engem Orbit (P<30d)
Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude
Umlaufperiode
K
P
Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente
Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente
K
Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude
Umlaufperiode
K
P
Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente
P
Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude
Umlaufperiode
K
P
Massenfunktion
Problem unterbestimmt!
sin i < 1, Annahme für M1 → Untergrenze für M2
• Ziel: Bestimmung der fundamentalen Parameter
→ M1, R1, M2, R2
• Spektralanalyse der sichtbaren Komponente (z. B. sdB) durch Vergleich mit Modellen
→ Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung
Sternmodelle
→ M1, R1
• Bei großen Samplen ist eine statistische Analyse möglich
• Annahme: Statistische Verteilung der Inklinationswinkel
→ Verteilung der Begleitermassen M2
→ Vergleich mit Doppelstern-Populationsmodellen
• PROBLEM: Selektionseffekte!
In engen Doppelsternsystemen wirken besonders hohe
Gezeitenkräfte
→ Synchronisation von Umlauf- und Rotationsperiode
221
32
3
1 )(
)(sin
2)(
MM
iM
G
PKMf
SynchronisationSynchronisation
3
SynchronisationSynchronisation
g
GMRMMM OsdB
11 48.03.0
Bestimmung der Bestimmung der Schwerebeschleunigung gSchwerebeschleunigung g
Effektivtemperatur und Schwerebeschleunigung werden durch Fitten mit Modellspektren bestimmt
(Geier et al. 2007)
SynchronisationSynchronisation
R
Pv
v
visin
P
Rv isinrot
rot
isinrotrot
2
2
Messung der projizierten Messung der projizierten RotationsgeschwindigkeitRotationsgeschwindigkeit
Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert
(Gray 1992)
(Gray 1992)
Messung der projizierten Messung der projizierten RotationsgeschwindigkeitRotationsgeschwindigkeit
Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert
(Gray 1992)
(Gray 1992)
Messung der projizierten Messung der projizierten RotationsgeschwindigkeitRotationsgeschwindigkeit
Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert
(Gray 1992)
(Gray 1992)
Messung der projizierten Messung der projizierten RotationsgeschwindigkeitRotationsgeschwindigkeit
Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert
(Gray 1992)
(Gray 1992)
Messung der projizierten Messung der projizierten RotationsgeschwindigkeitRotationsgeschwindigkeit
Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert
(Gray 1992)
(Gray 1992)
Messung der projizierten Messung der projizierten RotationsgeschwindigkeitRotationsgeschwindigkeit
Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert
(Gray 1992)
Begleitermasse
M2 = 0.40 – 0.90 MO
Weißer Zwerg
M1 + M2 = 1.40 MO
Chandrasekhar-Masse
SN Ia Vorläufer
Kandidat
Ellipsoidale VerformungEllipsoidale Verformung
(Hanke)
2
1
Mm q
M
Ellipsoidale VerformungEllipsoidale Verformung
(KPD 1930+2752 sdB+WD; Geier et al. 2007)
Roche Model
Modulation
mit halber
Orbitperiode
Ellipsoidale VerformungEllipsoidale Verformung
ReflektionseffektReflektionseffekt
Heißer Stern mit kühlem Begleiter
ESO-NTT/Ultracam T.Marsh, priv.comm.
ReflektionseffektReflektionseffekt
• 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
Differenzielle PhotometrieDifferenzielle Photometrie
Erdatmosphäre
begrenzt
Genauigkeit
→ Seeing
→ Absorption
→ Rötung
Zeitlich variabel!
Differenzielle PhotometrieDifferenzielle Photometrie
Vergleichssterne
müssen parallel
beobachtet werden
→ gleiche Helligkeit
→ gleiche Farbe
→ nahe am Objekt
→ nicht variabel!
Differenzielle PhotometrieDifferenzielle Photometrie
Maximale
Genauigkeit: 0.1 %
WeltraumteleskopeWeltraumteleskope
CoRoT
COnvection ROtation
and planetary Transits
Start 2007
0.27m-Spiegel
→ Gesichtsfeld:
3 x 3 Grad
WeltraumteleskopeWeltraumteleskope
CoRoT
150 Tage Lichtkurven
von 200000 Objekten
WeltraumteleskopeWeltraumteleskope
Kepler (NASA)
Start 2009
0.95m-Spiegel
95 Megapixel Camera
→ Gesichtsfeld:
12 x 12 Grad
WeltraumteleskopeWeltraumteleskope
Kepler
>3.5 Jahre Lichtkurven
von 150000 selektierten
Objekten
WeltraumteleskopeWeltraumteleskope
(Ostensen et al. 2010)
Heiße Subdwarfs im Keplerfeld
Kepler Lichtkurve von KPD 1946+4340
Bloemen et al. 2011, MNRAShttp://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1365-2966.2010.17559.x/full#f1
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
KPD 1946+4340: sdB Doppelstern mit 0.4 d Periode
Extrem schwache Bedeckungen + Massenfunktion
→ Begleiter ist ein Weißer Zwerg
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
Sinusoidale Variation mit halber Orbitalperiode
→ Ellipsoidalverformung
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
Probleme mit dem Modell
→ Bedeckungen zu tief
→ Ellipsoidalvariation ist assymmetrisch
MicrolensingMicrolensing
(NASA)
MicrolensingMicrolensing
(DLR)
MicrolensingMicrolensing
(OGLE)
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
Microlensing ist nachweisbar
→ Bedeckung weniger tief
→ Anti-transits bei Bedeckungen durch Neutronensterne oder Schwarze Löcher!
Doppler-BeamingDoppler-Beaming
(Wikipedia)
Doppler-BeamingDoppler-Beaming
(Wikipedia)
Doppler-BeamingDoppler-Beaming
,0 1v
F F Bc
Fλ Gemessener Fluss
Fλ,0 Emittierter Fluss
B Beaming-Faktor: Abhängig von Spektrum des Objekts
und beobachteter Wellenlänge
v Geschwindigkeit der emittierenden Quelle
Doppler-BeamingDoppler-Beaming
,0 1v
F F Bc
Bei engen einzel-linigen Doppelsternen:
→ Sinusförmige Variation mit Orbitalperiode
→ Amplitude proportional zur Radialgeschwindigkeit
(Bloemen et al. 2011)
Die Radialgeschwindigkeitskurve von Die Radialgeschwindigkeitskurve von KPD 1946+4340KPD 1946+4340
1
max
164 kms , 1.3
2 0.001 0.1%
K B
KF B
c
Kepler observations of the beaming binary KPD 1946+4340
Bloemen
et al. 2011
WD: M=0.59+-0.02 M⊙ sdB: M=0.47+-0.03 M⊙
R=0.0137+-0.0004R⊙ R=0.212+-0.006R⊙
Tidally bound rotation
Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode
2
33
2 )MM(
)i(sinM
G
PK)M(f
invisvis
vis
sdB Masse: 0.46 M⊙
(Han et al. 2003)
RV Halbmplitude:
K= 380 km/s
Periode: P=0.0489790717 (38) day
Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode
Lichtkurve:
-Ellipsoidale
Variationen
+ Doppler boosting
Inclination: 80°
M(comp) = 0.72 M⊙
Period: P=0.0489790717 (38) day
Enge Doppelsterne als Enge Doppelsterne als Messinstrument?Messinstrument?
(HW Vir, Lee et al. 2009)
Die Orbitperiode von bedeckenden Doppelsternen ist stabil
→ Präzise Zeitmessung möglich
O-C-MethodeO-C-Methode
Periodische Abweichungen von beobachteten (observed = O)
und berechneten (calculated = C) Bedeckungszeiten
O-C-MethodeO-C-Methode
Zusätzliche Begleiter!
Eclipse Timings: O-C
Beuermann et al. 2012, A&A 543, 138
O-C Methode: HW VIR
Beuermann et al. 2012, A&A 543, 138
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=30-120 Jupitermassen
BD/MS
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
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