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(ESO bearbeitet von Geier)

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

  1. Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne (ESO bearbeitet von Geier)

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

  3. 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

  4. Common envelope ejection • Entstehung heißer Subdwarfs: • Common envelope ejection • auf dem ersten Riesenast • Kompakte Doppelsterne: • SD + MS/WD in engem Orbit (P<30d)

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

  6. Einzel-linige spektroskopische Doppelsterne

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

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

  9. Massenfunktion

  10. Problem unterbestimmt!

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

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

  13. Sternmodelle → M1, R1

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

  15. In engen Doppelsternsystemen wirken besonders hohe Gezeitenkräfte → Synchronisation von Umlauf- und Rotationsperiode

  16. Synchronisation 3

  17. Synchronisation

  18. Bestimmung der Schwerebeschleunigung g Effektivtemperatur und Schwerebeschleunigung werden durch Fitten mit Modellspektren bestimmt (Geier et al. 2007)

  19. Synchronisation

  20. Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992) (Gray 1992)

  21. Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992) (Gray 1992)

  22. Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992) (Gray 1992)

  23. Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992) (Gray 1992)

  24. Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992) (Gray 1992)

  25. Messung der projizierten Rotationsgeschwindigkeit Spektrallinien werden durch Rotation verbreitert (Gray 1992)

  26. Begleitermasse M2 = 0.40 – 0.90 MO Weißer Zwerg M1 + M2 = 1.40 MO Chandrasekhar-Masse SN Ia Vorläufer Kandidat

  27. Ellipsoidale Verformung (Hanke)

  28. Ellipsoidale Verformung

  29. Ellipsoidale Verformung Roche Model Modulation mit halber Orbitperiode (KPD 1930+2752 sdB+WD; Geier et al. 2007)

  30. Reflektionseffekt Heißer Stern mit kühlem Begleiter

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

  32. 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

  33. Differenzielle Photometrie Erdatmosphäre begrenzt Genauigkeit → Seeing → Absorption → Rötung Zeitlich variabel!

  34. Differenzielle Photometrie Vergleichssterne müssen parallel beobachtet werden → gleiche Helligkeit → gleiche Farbe → nahe am Objekt → nicht variabel!

  35. Differenzielle Photometrie Maximale Genauigkeit: 0.1 %

  36. Weltraumteleskope CoRoT COnvection ROtation and planetary Transits Start 2007 0.27m-Spiegel → Gesichtsfeld: 3 x 3 Grad

  37. Weltraumteleskope CoRoT 150 Tage Lichtkurven von 200000 Objekten

  38. Weltraumteleskope Kepler (NASA) Start 2009 0.95m-Spiegel 95 Megapixel Camera → Gesichtsfeld: 12 x 12 Grad

  39. Weltraumteleskope Kepler >3.5 Jahre Lichtkurven von 150000 selektierten Objekten

  40. Weltraumteleskope

  41. Heiße Subdwarfs im Keplerfeld (Ostensen et al. 2010)

  42. 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

  43. 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

  44. Die Lichtkurve von KPD 1946+4340 (Bloemen et al. 2011) Sinusoidale Variation mit halber Orbitalperiode → Ellipsoidalverformung

  45. Die Lichtkurve von KPD 1946+4340 (Bloemen et al. 2011) Probleme mit dem Modell → Bedeckungen zu tief → Ellipsoidalvariation ist assymmetrisch

  46. Microlensing (NASA)

  47. Microlensing (DLR)

  48. Microlensing (OGLE)

  49. 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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