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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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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 Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode K
Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude Umlaufperiode P
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
Bestimmung der Schwerebeschleunigung g Effektivtemperatur und Schwerebeschleunigung werden durch Fitten mit Modellspektren bestimmt (Geier et al. 2007)
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 Roche Model Modulation mit halber Orbitperiode (KPD 1930+2752 sdB+WD; Geier et al. 2007)
Reflektionseffekt Heißer Stern mit kühlem Begleiter
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
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!