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Unsere Themen
• 40 Eridani B, Procyon B
• Mikrolensing an Stein 2051 B
• Was ist Mikrolensing?
• Spektralklassen für Weiße Zwerge
• Massen der Weißen Zwerge in der
Milchstraße
• Was ist die typische Masse eines WZ?
• Kühle Weiße Zwerge – wie kühl?
This Hubble Space Telescope image shows the binary star system Stein 2051 on October 1, 2013, consisting of the brighter, redder "A" component at lower right and the fainter, bluer "B" component near the center, a white dwarf star. Because these stars are relatively close to Earth, only 17 light-years away, they appear to move in the sky relative to the much more distant background stars in several months of observations with Hubble (he wavy blue line).
WFC3/HST
Image
Stein 2051
mit
Hinter-
grund-
sternen
für
Astro-
metrie [Sahu et al.]
Stein 2051 A
Stein 2051 B
Video: Mikrolensing an Stein 2051 B
Der Weiße Zwerg Stein 2051B und ein ferner Hintergrundstern, aufgenommen vom Weltraumteleskop Hubble. (Credit: NASA, ESA, and K. Sahu (STScI))
Spektroskopische Klassifikation
DA - nur Balmer Linien; kein HeI oder Metalle (75% der WZ)
DB – HeI Linien, kein H oder Metalle
DC – Continuum Spektrum, keine Linien tiefer als 5%
DO – starke HeII, HeI oder H-Linien im Spektrum
DZ – nur Metall-Linien, kein H oder He
DQ – Starkes Kohlenstoff-Feature
Massenbestimmung Feldsterne
• Spektroskopische Methode:
Linienbreiten (Wasserstoff) hängen vom Druck ab proportional zu Gravitation + Masse-Radius Relation
g = GM/R2 Masse M
• Photometrische Methode:
Breitband Photometrie fitted an Black Body Teff und Winkeldurchmesser
Kombiniert mit Parallaxe Radius R
Verwende Masse-Radius Relation
Masse M
Massenverteilung WZ innerhalb 40 pc
Dufour et al. 2016
nWZ = 0,0048 / pc³ In einer Kugel von 10 pc Radius 20 WZ
Massenhistogramm Weiße Zwerge Der typische WZ hat ~ 0,6 Sonnenmassen
SDSS DR4
1833 WZ
Madej et al. 2004
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