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Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden

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krikor
35 diapositives · 631 Views · Sep 14, 2014

Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden. Doppelsterne mit kurzen Orbitalperioden: Minuten bis wenige Tage → Keplersche Gesetze: Kleine Separation Nur möglich, wenn beide Komponenten kompakt sind → Ansonsten: Interaktion. Doppelsterne. (Pogge, Ohio State University).

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  1. Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden • Doppelsterne mit kurzen Orbitalperioden: • Minuten bis wenige Tage • → Keplersche Gesetze: Kleine Separation • Nur möglich, wenn beide Komponenten kompakt sind • → Ansonsten: Interaktion

  2. Doppelsterne (Pogge, Ohio State University)

  3. Massenfunktion

  4. Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme (Roelofs et al. 2010) HM Cancri, WD+WD, P=5.4 min!

  5. Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

  6. Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme Orbitparameter von beiden Komponenten (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

  7. Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten P (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

  8. Weiße Zwerg-Doppelsterne: Doppellinige Systeme Orbitparameter von beiden Komponenten K1 K2 (HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)

  9. Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten Problem unterbestimmt!

  10. Δγ Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!

  11. Gravitationsrotverschiebung Allgemeinen Relativitätstheorie → Licht, das von einem massiven Objekt emittiert wird, erfährt eine Rotverschiebung

  12. Messbar bei WD + WD Doppelsternen Δγ

  13. Bedeckende, doppel-linige Systeme sind sehr selten → Ähnliche Leuchtkraft & Hoher Inklinationswinkel (Pogge, Ohio State University)

  14. Ein bedeckendes WZ+WZ Doppelsternsystem P = 12 min. M1 = 0.25 Msun M2 = 0.55 Msun (Brown et al. 2011, ApJ 737, L23

  15. (ESO bearbeitet von Geier)

  16. Späte Hauptreihe R ≈ 0.1 - 0.2 RO H-Brennen im Kern Kaum entwickelt

  17. Braune Zwerge R ≈ 0.1 RO Kein H-Brennen im Kern

  18. Weiße Zwerge R ≈ 0.01 RO Entartete C/O oder He-Kerne

  19. Hot Subdwarfs R ≈ 0.1 - 0.3 RO Horizontalast = He-Brennen

  20. Entstehung von sdBs Extremer Massenverlust in der Roten Riesen Phase ist notwendig

  21. Common Envelope Ejection Ausbildung einer gemeinsamen Hülle um beide Sterne (CE=Common Envelope) Reibung mit der Hülle schneller Umlauf, Abstossen der Hülle Andreas Irrgang, Bamberg, 2009

  22. Doppel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter von beiden Komponenten

  23. Masse-Radius Beziehung

  24. Merger Kanal: M1 + M2 ≥ 1.4 MO tM [yr], P [hr], M1,2 [MO] tM < tHubble

  25. Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode

  26. Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

  27. Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode K

  28. Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode P

  29. Massenfunktion

  30. Problem unterbestimmt!

  31. sin i < 1, Annahme für M1 → Untergrenze für M2

  32. Ziel: Bestimmung der fundamentalen Parameter • → M1, R1, M2, R2 • Spektralanalyse der sichtbaren Komponente (z. B. sdB) durch Vergleich mit Modellen • → Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung

  33. Sternmodelle → M1, R1

  34. Bei großen Samplen ist eine statistische Analyse möglich • Annahme: Statistische Verteilung der Inklinationswinkel • → Verteilung der Begleitermassen M2 • → Vergleich mit Doppelstern-Populationsmodellen • PROBLEM: Selektionseffekte!