1 / 35

Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden

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).

krikor
Download Presentation

Enge, separierte Doppelsternsysteme: Analysemethoden

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  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!

More Related