Entwicklung enger Doppelsterne

Astrophysikalische Bedeutung enger Doppelsterne

• Wichtigste Quelle unserer Kenntnis stellarer

⇒ Massen, Radien und Leuchtkräfte (absolute Einheiten)

Diese Daten werden zum Vergleich mit theoretischen Modellen benötigt

• aber : nicht alle DS geeignet, nur bestimmte Untergruppen:

→ visuelle DS mit astrometrisch vermessenen Bahnen beider Komponenten

und mit bekannten Entfernungen (wenige Objekte; Beispiel: Sirius A+B)

Hauptsächlich aber solche engen DS, bei denen beide Komponenten im

Spektrum nachweisbar sind, nämlich

→ doppel-linige spektroskopische DS , die gleichzeitig

→ bedeckungsveränderlich sind.

Entwicklung enger Doppelsterne

• Sterne entwickeln sich mit sehr langer Zeitskala

• Lebensdauer wird mit Hauptreihenzeit gemessen

→ je massereicher ein Stern, desto kürzer seine Lebensdauer

Spektraltyp Masse (M⊙) HR-Zeit (Mio. Jahre)

G↓ 1 10 000F↓ 2 500A↓ 5 70B 10 20↓ 15 10O↓ 30 6

• Mit Masse wächst auch Radius , Temperatur und damit Leuchtkraft L:

L = 4πR2σT

4

Sternradien fur verschiedene Massenund Entwicklungsphasen

M (M⊙) R0 (R⊙) RI (R⊙) RII (R⊙)

15 4.5 10.0 562

9 3.3 6.8 234

5 2.4 4.4 72

3 1.7 2.8 32

2.3 1.5 2.4 :

Entwicklungsdauer bis zum Erreichen

charakteristischer Phasen

M (M⊙) t0 (107 yr) tI (107 yr) RII (107 yr)

Beginn HR Ende HR Roter Riese

15 0.01 1.02 1.21

9 0.02 2.13 2.22

5 0.06 6.61 7.08

2.3 0.59 48.5 59.0

1.3 2.95 283 :

Zeitnullpunkt: Bildung des Protosterns (ZAMS)

Zeitliche Änderung des Sternradius

Variation der Rochegrenze bei Massentransfer

Änderung der Bahnperiode bei Massentransfer

Roche limit and equipotential

surfaces in the equatorial plane

3D representation of the potential

field of a close binary system

Entwicklung eines 2 M⊙+1 M⊙ Systems

∆ t (Mio. Jahre) Periode (Tage)

0 1.15

500 ↓

5 ↓

100 ↓

24.0

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Entwicklungsweg der Primärkomponente eines 2 M⊙+1 M⊙ Doppelsternsystems

(nach Kippenhahn & Weigert)

D: Massenaustausch (Fall B) beginnt, F-K: Roter Riese, N: Weißer Zwerg;

Bahnperiode verlängert sich von 1.15 Tagen auf Hauptreihe auf 24 Tage im Endstadium.

Evolution of X-ray binaries, I

Evolution of a 20 M⊙+8 M⊙

main sequence system to a

massive X-ray binary

(after de Loore & De Greve)

Evolution of X-ray binaries, II

Entstehung von Röntgenstrahlung durch Massenaustausch

oder Akkretion von Sternwind auf dem Neutronenstern