Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne
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Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne. (ESO bearbeitet von Geier). Hot Subdwarfs R ≈ 0.1 - 0.3 R O Horizontalast = He-Brennen. Subwarfsterne in engen Doppelsternen. ~ 50% in Doppelsternen mit P <30d, Median: 0.6 Tage Begleiter unsichtbar: Weißer Zwerg Massearmer Hauptreihenstern

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Presentation Transcript


Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne

(ESO bearbeitet von Geier)


Hot Subdwarfs

R ≈ 0.1 - 0.3 RO

Horizontalast

= He-Brennen


Subwarfsterne in engen Doppelsternen

  • ~50%in Doppelsternen mit

  • P <30d, Median: 0.6 Tage

  • Begleiter unsichtbar:

  • Weißer Zwerg

  • Massearmer Hauptreihenstern

  • Brauner Zwerg

0.6 d


Common envelope ejection

  • Entstehung heißer Subdwarfs:

  • Common envelope ejection

  • auf dem ersten Riesenast

  • Kompakte Doppelsterne:

  • SD + MS/WD in engem Orbit (P<30d)


Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente

Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude

Umlaufperiode


Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne


Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente

Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude

Umlaufperiode

K


Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente

Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude

Umlaufperiode

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!


In engen Doppelsternsystemen wirken besonders hohe

Gezeitenkräfte

→ Synchronisation von Umlauf- und Rotationsperiode


Synchronisation

3


Synchronisation


Bestimmung der Schwerebeschleunigung g

Effektivtemperatur und Schwerebeschleunigung werden durch Fitten mit Modellspektren bestimmt

(Geier et al. 2007)


Synchronisation


Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)


Begleitermasse

M2 = 0.40 – 0.90 MO

Weißer Zwerg

M1 + M2 = 1.40 MO

Chandrasekhar-Masse

SN Ia Vorläufer

Kandidat


Ellipsoidale Verformung

(Hanke)


Ellipsoidale Verformung


Ellipsoidale Verformung

Roche Model

Modulation

mit halber

Orbitperiode

(KPD 1930+2752 sdB+WD; Geier et al. 2007)


Reflektionseffekt

Heißer Stern mit kühlem Begleiter


ESO-NTT/Ultracam T.Marsh, priv.comm.


Reflektionseffekt

  • Problem: Aufheizung des Begleiters ist noch nicht richtig

  • verstanden

  • → Keine echte Reflektion!

  • → Effekt auch von anderen Parametern abhängig

  • → Nur bedingt für Analysen geeignet

  • Messgenauigkeit vom Boden aus ist begrenzt


Differenzielle Photometrie

Erdatmosphäre

begrenzt

Genauigkeit

→ Seeing

→ Absorption

→ Rötung

Zeitlich variabel!


Differenzielle Photometrie

Vergleichssterne

müssen parallel

beobachtet werden

→ gleiche Helligkeit

→ gleiche Farbe

→ nahe am Objekt

→ nicht variabel!


Differenzielle Photometrie

Maximale

Genauigkeit: 0.1 %


Weltraumteleskope

CoRoT

COnvection ROtation

and planetary Transits

Start 2007

0.27m-Spiegel

→ Gesichtsfeld:

3 x 3 Grad


Weltraumteleskope

CoRoT

150 Tage Lichtkurven

von 200000 Objekten


Weltraumteleskope

Kepler (NASA)

Start 2009

0.95m-Spiegel

95 Megapixel Camera

→ Gesichtsfeld:

12 x 12 Grad


Weltraumteleskope

Kepler

>3.5 Jahre Lichtkurven

von 150000 selektierten

Objekten


Weltraumteleskope


Heiße Subdwarfs im Keplerfeld

(Ostensen et al. 2010)


Kepler Lichtkurve von KPD 1946+4340

Bloemen et al. 2011, MNRAShttp://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1365-2966.2010.17559.x/full#f1


Die Lichtkurve von KPD 1946+4340

(Bloemen et al. 2011)

KPD 1946+4340: sdB Doppelstern mit 0.4 d Periode

Extrem schwache Bedeckungen + Massenfunktion

→ Begleiter ist ein Weißer Zwerg


Die Lichtkurve von KPD 1946+4340

(Bloemen et al. 2011)

Sinusoidale Variation mit halber Orbitalperiode

→ Ellipsoidalverformung


Die Lichtkurve von KPD 1946+4340

(Bloemen et al. 2011)

Probleme mit dem Modell

→ Bedeckungen zu tief

→ Ellipsoidalvariation ist assymmetrisch


Microlensing

(NASA)


Microlensing

(DLR)


Microlensing

(OGLE)


Die Lichtkurve von KPD 1946+4340

(Bloemen et al. 2011)

Microlensing ist nachweisbar

→ Bedeckung weniger tief

→ Anti-transits bei Bedeckungen durch Neutronensterne oder Schwarze Löcher!


Doppler-Beaming

(Wikipedia)


Doppler-Beaming

(Wikipedia)


Doppler-Beaming

Fλ Gemessener Fluss

Fλ,0 Emittierter Fluss

B Beaming-Faktor: Abhängig von Spektrum des Objekts

und beobachteter Wellenlänge

v Geschwindigkeit der emittierenden Quelle


Doppler-Beaming

Bei engen einzel-linigen Doppelsternen:

→ Sinusförmige Variation mit Orbitalperiode

→ Amplitude proportional zur Radialgeschwindigkeit


Die Radialgeschwindigkeitskurve von

KPD 1946+4340

(Bloemen et al. 2011)


Kepler observations of the beaming binary KPD 1946+4340

WD: M=0.59+-0.02 M⊙sdB: M=0.47+-0.03 M⊙

R=0.0137+-0.0004R⊙ R=0.212+-0.006R⊙

Tidallyboundrotation

Bloemen

et al. 2011


Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode

Periode: P=0.0489790717 (38) day

RV Halbmplitude:

K= 380 km/s

  • sdB Masse: 0.46 M⊙

  • (Han et al. 2003)


Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode

Period: P=0.0489790717 (38) day

  • Lichtkurve:

  • Ellipsoidale

  • Variationen

  • + Doppler boosting

  • Inclination: 80°

  • M(comp) = 0.72 M⊙


Enge Doppelsterne als Messinstrument?

(HW Vir, Lee et al. 2009)

Die Orbitperiode von bedeckenden Doppelsternen ist stabil

→ Präzise Zeitmessung möglich


O-C-Methode

Periodische Abweichungen von beobachteten (observed = O)

und berechneten (calculated = C) Bedeckungszeiten


O-C-Methode

Zusätzliche Begleiter!


Eclipse Timings: O-C

Beuermann et al. 2012, A&A 543, 138


O-C Methode: HW VIR

Beuermann et al. 2012, A&A 543, 138


  • HW Vir

  • Ein Doppelstern aus sdB & MS Stern

  • 2 Zirkum-DS Begleiter:

  • - 1.) P=12.7 Jahre, e=0.45, M=14 Jupitermassen, Planet/BD

  • - 2.) P=55 Jahre, e=0.0, M=30-120 Jupitermassen

  • BD/MS


Hot Subdwarf Stars

  • - 50 % enge Doppelsterne P<30 Tage

  • 5 von 6 sdB/MS Doppelsterne, die mehr als 5 Jahre

  • lang überwacht wurden, haben weitere massearme

  • Begleiter (Braune Zwerge oder Gasplaneten)

  • Primordial oder 2. Generation


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