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

DoppelsterneDoppelsterne

(Pogge, Ohio State University)

Massenfunktion

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

Weiße Zwerg-Doppelsterne: Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige SystemeDoppellinige Systeme

Weiße Zwerg-Doppelsterne: Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige SystemeDoppellinige Systeme

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

Weiße Zwerg-Doppelsterne: Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige SystemeDoppellinige Systeme

Orbitparameter von beiden Komponenten

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

Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne

Orbitparameter von beiden Komponenten

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

P

Weiße Zwerg-Doppelsterne: Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige SystemeDoppellinige Systeme

Orbitparameter von beiden Komponenten

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

K1 K2

Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne

Orbitparameter von beiden Komponenten

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

Bedeckende, doppel-linige Systeme sind sehr selten

→ Ähnliche Leuchtkraft & Hoher Inklinationswinkel

(Pogge, Ohio State University)

Ein bedeckendes WZ+WZ Doppelsternsystem

P = 12 min.

M1 = 0.25 Msun

M2 = 0.55 Msun

(Brown et al. 2011,

ApJ 737, L23

(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

22

Common Envelope Ejection

Andreas Irrgang,

Bamberg, 2009

Ausbildung einer gemeinsamen Hülle um beide Sterne (CE=Common Envelope)

Reibung mit der Hülle schneller Umlauf, Abstossen der Hülle

Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne

Orbitparameter von beiden Komponenten

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

Masse-Radius Beziehung

1 22

1 2

M MGz

c c R R

Merger Kanal:

M1 + M2 ≥ 1.4 MO

tM [yr], P [hr],

M1,2 [MO]

tM < tHubble

1/31 27 8/3

1 2

10M

M Mt P

M M

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!