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Enge, separierte Enge, separierte Doppelsternsysteme:Doppelsternsysteme:
AnalysemethodenAnalysemethoden• Doppelsterne mit kurzen Orbitalperioden:
Minuten bis wenige Tage
→ Keplersche Gesetze: Kleine Separation
• Nur möglich, wenn beide Komponenten kompakt sind
→ Ansonsten: Interaktion
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(ESO bearbeitet von Geier)
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Späte Hauptreihe
R ≈ 0.1 - 0.2 RO
H-Brennen
im Kern
Kaum entwickelt
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Braune Zwerge
R ≈ 0.1 RO
Kein H-Brennen
im Kern
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Weiße Zwerge
R ≈ 0.01 RO
Entartete C/O
oder He-Kerne
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Hot Subdwarfs
R ≈ 0.1 - 0.3 RO
Horizontalast
= He-Brennen
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Entstehung von sdBsEntstehung von sdBs
Extremer Massenverlust
in der Roten Riesen
Phase ist notwendig
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50 % der sdBs sind enge Doppelsterne mit kurzen Umlaufperioden (Median von P = 0.6 d)
sdB DoppelsternesdB Doppelsterne
(Pogge, Ohio State University)
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Massenverlust durch Common Massenverlust durch Common Envelope EjectionEnvelope Ejection
(NASA)
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Bedeckende, doppel-linige Systeme sind sehr selten
→ Ähnliche Leuchtkraft & Hoher Inklinationswinkel
(Pogge, Ohio State University)
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Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
(HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
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Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten
(HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
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Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten
(HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
P
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Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten
(HE 1414-0848, WD+WD; Napiwotzki et al. 2002)
K1 K2
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HM Cancri, WD+WD, P=5.4 min!(Roelofs et al. 2010)
Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
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10m Keck I + II, Hawaii
(Wainscoat, IfA Hawaii)
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Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten
1 2
2 1
M K
M K
3 3 31 2
1 2 2
1 2
(sin )( , )
2
K P M if M M
G M M
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Doppel-linige spektroskopische Doppel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter von beiden Komponenten
1 2
2 1
M K
M K
3 3 31 2
1 2 2
1 2
(sin )( , )
2
K P M if M M
G M M
Problem unterbestimmt!
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Δγ
Systemgeschwindigkeiten unterschiedlich?!
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GravitationsrotverschiebungGravitationsrotverschiebung
Allgemeinen Relativitätstheorie→ Licht, das von einem massiven Objekt
emittiert wird, erfährt eine Rotverschiebung
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Messbar bei WD + WD Doppelsternen
1 22
1 2
M MGz
c c R R
Δγ
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Masse-Radius Beziehung
1 22
1 2
M MGz
c c R R
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(Berry, NASA, GSFC)
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Supernovae Ia (SN Ia)
sind extrem helle
Standardkerzen
Erster Nachweis
für Dunkle Energie
Vorläuferpopulation ist
nach wie vor
unbekannt!
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Merger Kanal:
M1 + M2 ≥ 1.4 MO
tM [yr], P [hr],
M1,2 [MO]
tM < tHubble
1/3
1 27 8/3
1 2
10M
M Mt P
M M
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(Hobart, NASA, CXC)
Alternativszenario: Akkretion auf massiven Weißen Zwerg
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Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude
Umlaufperiode
K
P
Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente
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Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
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Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente
K
Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude
Umlaufperiode
K
P
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Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente
P
Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude
Umlaufperiode
K
P
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Problem unterbestimmt!
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sin i < 1, Annahme für M1 → Untergrenze für M2
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• Ziel: Bestimmung der fundamentalen Parameter
→ M1, R1, M2, R2
• Spektralanalyse der sichtbaren Komponente (z. B. sdB) durch Vergleich mit Modellen
→ Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung
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Sternmodelle
→ M1, R1
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• Bei großen Samplen ist eine statistische Analyse möglich
• Annahme: Statistische Verteilung der Inklinationswinkel
→ Verteilung der Begleitermassen M2
→ Vergleich mit Doppelstern-Populationsmodellen
• PROBLEM: Selektionseffekte!