Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden

Enge, separierte Enge, separierte Doppelsternsysteme:Doppelsternsysteme:

AnalysemethodenAnalysemethoden• 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

R ≈ 0.1 - 0.2 RO

H-Brennen

im Kern

Kaum entwickelt

Braune Zwerge

R ≈ 0.1 RO

Kein H-Brennen

im Kern

Weiße Zwerge

R ≈ 0.01 RO

Entartete C/O

oder He-Kerne

Hot Subdwarfs

R ≈ 0.1 - 0.3 RO

Horizontalast

= He-Brennen

Entstehung von sdBsEntstehung von sdBs

Extremer Massenverlust

in der Roten Riesen

Phase ist notwendig

50 % der sdBs sind enge Doppelsterne mit kurzen Umlaufperioden (Median von P = 0.6 d)

sdB DoppelsternesdB Doppelsterne

(Pogge, Ohio State University)

Massenverlust durch Common Massenverlust durch Common Envelope EjectionEnvelope Ejection

(NASA)

Bedeckende, doppel-linige Systeme sind sehr selten

→ Ähnliche Leuchtkraft & Hoher Inklinationswinkel

(Pogge, Ohio State University)

Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne

(HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)


Orbitparameter von beiden Komponenten





P




K1 K2

HM Cancri, WD+WD, P=5.4 min!(Roelofs et al. 2010)


10m Keck I + II, Hawaii

(Wainscoat, IfA Hawaii)



1 2

2 1

M K

M K

3 3 31 2

1 2 2

1 2

(sin )( , )

2

K P M if M M

G M M



1 2

2 1

M K

M K

3 3 31 2

1 2 2

1 2

(sin )( , )

2

K P M if M M

G M M

Problem unterbestimmt!

Δγ

Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!

GravitationsrotverschiebungGravitationsrotverschiebung

Allgemeinen Relativitätstheorie→ Licht, das von einem massiven Objekt

emittiert wird, erfährt eine Rotverschiebung

Messbar bei WD + WD Doppelsternen

1 22

1 2

M MGz

c c R R

Δγ

Masse-Radius Beziehung

1 22

1 2

M MGz

c c R R

(Berry, NASA, GSFC)

(NASA)

Supernovae Ia (SN Ia)

sind extrem helle

Standardkerzen

Erster Nachweis

für Dunkle Energie

Vorläuferpopulation ist

nach wie vor

unbekannt!

Merger Kanal:

M1 + M2 ≥ 1.4 MO

tM [yr], P [hr],

M1,2 [MO]

tM < tHubble

1/3

1 27 8/3

1 2

10M

M Mt P

M M

(Hobart, NASA, CXC)

Alternativszenario: Akkretion auf massiven Weißen Zwerg

Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude

Umlaufperiode

K

P

Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne

Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente




K


Umlaufperiode

K

P



P


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!

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