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


Eso bearbeitet von geier

Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne

(ESO bearbeitet von Geier)


Eso bearbeitet von geier

Hot Subdwarfs

R ≈ 0.1 - 0.3 RO

Horizontalast

= He-Brennen


Eso bearbeitet von geier

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


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Common envelope ejection

  • Entstehung heißer Subdwarfs:

  • Common envelope ejection

  • auf dem ersten Riesenast

  • Kompakte Doppelsterne:

  • SD + MS/WD in engem Orbit (P<30d)


Eso bearbeitet von geier

Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente

Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude

Umlaufperiode


Eso bearbeitet von geier

Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne


Eso bearbeitet von geier

Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente

Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude

Umlaufperiode

K


Eso bearbeitet von geier

Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente

Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude

Umlaufperiode

P


Eso bearbeitet von geier

Massenfunktion


Eso bearbeitet von geier

Problem unterbestimmt!


Eso bearbeitet von geier

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


Eso bearbeitet von geier

  • Ziel: Bestimmung der fundamentalen Parameter

  • → M1, R1, M2, R2

  • Spektralanalyse der sichtbaren Komponente (z. B. sdB) durch Vergleich mit Modellen

  • → Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung


Eso bearbeitet von geier

Sternmodelle

→ M1, R1


Eso bearbeitet von geier

  • Bei großen Samplen ist eine statistische Analyse möglich

  • Annahme: Statistische Verteilung der Inklinationswinkel

  • → Verteilung der Begleitermassen M2

  • → Vergleich mit Doppelstern-Populationsmodellen

  • PROBLEM: Selektionseffekte!


Eso bearbeitet von geier

In engen Doppelsternsystemen wirken besonders hohe

Gezeitenkräfte

→ Synchronisation von Umlauf- und Rotationsperiode


Eso bearbeitet von geier

Synchronisation

3


Eso bearbeitet von geier

Synchronisation


Eso bearbeitet von geier

Bestimmung der Schwerebeschleunigung g

Effektivtemperatur und Schwerebeschleunigung werden durch Fitten mit Modellspektren bestimmt

(Geier et al. 2007)


Eso bearbeitet von geier

Synchronisation


Eso bearbeitet von geier

Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Eso bearbeitet von geier

Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Eso bearbeitet von geier

Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Eso bearbeitet von geier

Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Eso bearbeitet von geier

Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)

(Gray 1992)


Eso bearbeitet von geier

Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit

Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert

(Gray 1992)


Eso bearbeitet von geier

Begleitermasse

M2 = 0.40 – 0.90 MO

Weißer Zwerg

M1 + M2 = 1.40 MO

Chandrasekhar-Masse

SN Ia Vorläufer

Kandidat


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Ellipsoidale Verformung

(Hanke)


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Ellipsoidale Verformung


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Ellipsoidale Verformung

Roche Model

Modulation

mit halber

Orbitperiode

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


Eso bearbeitet von geier

Reflektionseffekt

Heißer Stern mit kühlem Begleiter


Eso bearbeitet von geier

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


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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


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Differenzielle Photometrie

Erdatmosphäre

begrenzt

Genauigkeit

→ Seeing

→ Absorption

→ Rötung

Zeitlich variabel!


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Differenzielle Photometrie

Vergleichssterne

müssen parallel

beobachtet werden

→ gleiche Helligkeit

→ gleiche Farbe

→ nahe am Objekt

→ nicht variabel!


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Differenzielle Photometrie

Maximale

Genauigkeit: 0.1 %


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Weltraumteleskope

CoRoT

COnvection ROtation

and planetary Transits

Start 2007

0.27m-Spiegel

→ Gesichtsfeld:

3 x 3 Grad


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Weltraumteleskope

CoRoT

150 Tage Lichtkurven

von 200000 Objekten


Eso bearbeitet von geier

Weltraumteleskope

Kepler (NASA)

Start 2009

0.95m-Spiegel

95 Megapixel Camera

→ Gesichtsfeld:

12 x 12 Grad


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Weltraumteleskope

Kepler

>3.5 Jahre Lichtkurven

von 150000 selektierten

Objekten


Eso bearbeitet von geier

Weltraumteleskope


Eso bearbeitet von geier

Heiße Subdwarfs im Keplerfeld

(Ostensen et al. 2010)


Kepler lichtkurve von kpd 1946 4340

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


Eso bearbeitet von geier

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


Eso bearbeitet von geier

Die Lichtkurve von KPD 1946+4340

(Bloemen et al. 2011)

Sinusoidale Variation mit halber Orbitalperiode

→ Ellipsoidalverformung


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Die Lichtkurve von KPD 1946+4340

(Bloemen et al. 2011)

Probleme mit dem Modell

→ Bedeckungen zu tief

→ Ellipsoidalvariation ist assymmetrisch


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Microlensing

(NASA)


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Microlensing

(DLR)


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Microlensing

(OGLE)


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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!


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Doppler-Beaming

(Wikipedia)


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Doppler-Beaming

(Wikipedia)


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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


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Doppler-Beaming

Bei engen einzel-linigen Doppelsternen:

→ Sinusförmige Variation mit Orbitalperiode

→ Amplitude proportional zur Radialgeschwindigkeit


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Die Radialgeschwindigkeitskurve von

KPD 1946+4340

(Bloemen et al. 2011)


Kepler observations of the beaming binary kpd 1946 4340

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 k rzesten periode

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 k rzesten periode1

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⊙


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Enge Doppelsterne als Messinstrument?

(HW Vir, Lee et al. 2009)

Die Orbitperiode von bedeckenden Doppelsternen ist stabil

→ Präzise Zeitmessung möglich


Eso bearbeitet von geier

O-C-Methode

Periodische Abweichungen von beobachteten (observed = O)

und berechneten (calculated = C) Bedeckungszeiten


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O-C-Methode

Zusätzliche Begleiter!


Eso bearbeitet von geier

Eclipse Timings: O-C

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


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O-C Methode: HW VIR

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


Eso bearbeitet von geier

  • 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


Eso bearbeitet von geier

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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