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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
0.6 d
~50% in Doppelsternen mit
P <30d, Median: 0.6 Tage
Begleiter unsichtbar:
-Weißer Zwerg
- Massearmer Hauptreihenstern
-Brauner Zwerg
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
K
Umlaufperiode
P
Einzel-linige spektroskopische
Doppelsterne
Einzel-linige spektroskopische
Doppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente
K
Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude
K
Umlaufperiode
P
Einzel-linige spektroskopische
Doppelsterne
Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente
P
Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude
K
Umlaufperiode
P
Massenfunktion
Problem unterbestimmt!
sin i < 1, Annahme für M1 → Untergrenze für M2
•
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
Synchronisation
3
3
f (M 1) 
K P
2 G

M 2 (sin i )
3
(M 1  M 2 )
2
Synchronisation
M 1  M sdB  0 . 3  0 . 48 M O  R 
M 1G
g
Bestimmung der Schwerebeschleunigung g
Effektivtemperatur und
Schwerebeschleunigung
werden durch Fitten mit
Modellspektren bestimmt
(Geier et al. 2007)
Synchronisation
v rot 
2 R
P

sin i 
v rot sin i
v rot

v rot sin i P
2 R
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
m
q
M
2
M1
(Hanke)
Ellipsoidale Verformung
Ellipsoidale Verformung
Roche Model
Modulation
mit halber
Orbitperiode
(KPD 1930+2752 sdB+WD; Geier et al. 2007)
Reflektionseffekt
Heißer Stern mit kühlem Begleiter
ESO-NTT/Ultracam T.Marsh, priv.comm.
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
Weltraumteleskope
Heiße Subdwarfs im Keplerfeld
(Ostensen et al. 2010)
Kepler Lichtkurve von KPD 1946+4340
Bloemen et al. 2011, MNRAS
http://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!
Doppler-Beaming
(Wikipedia)
Doppler-Beaming
(Wikipedia)
Doppler-Beaming
v

F  F ,0  1  B 
c

Fλ
Gemessener Fluss
Fλ,0
Emittierter Fluss
B
Beaming-Faktor: Abhängig von Spektrum des Objekts
und beobachteter Wellenlänge
v
Geschwindigkeit der emittierenden Quelle
Doppler-Beaming
v

F  F ,0  1  B 
c

Bei engen einzel-linigen Doppelsternen:
→ Sinusförmige Variation mit Orbitalperiode
→ Amplitude proportional zur Radialgeschwindigkeit
Die Radialgeschwindigkeitskurve von
KPD 1946+4340
(Bloemen et al. 2011)
1
K  164 km s , B  1.3
  Fm ax  2 B
K
c
 0.001  0.1%
Kepler observations of the beaming binary
KPD 1946+4340
Bloemen
et al. 2011
WD: M=0.59+-0.02 M⊙
R=0.0137+-0.0004R⊙
sdB: M=0.47+-0.03 M⊙
R=0.212+-0.006R⊙
Tidally bound rotation
Der sdB Doppelstern mit der kürzesten
Periode
Periode: P=0.0489790717 (38) day
RV Halbmplitude:
K= 380 km/s
3
f(M )
K P
2 G

M vis (sin i )
3
( M vis  M invis )
sdB Masse: 0.46 M⊙
(Han et al. 2003)
2
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⊙
Enge Doppelsterne als Messinstrument?
(HW Vir, Lee et al. 2009)
Die Orbitperiode von bedeckenden Doppelsternen ist stabil
→ Präzise Zeitmessung möglich
O-C-Methode
Periodische Abweichungen von beobachteten (observed = O)
und berechneten (calculated = C) Bedeckungszeiten
O-C-Methode
Zusätzliche Begleiter!
Eclipse Timings: O-C
Beuermann et al. 2012, A&A 543, 138
O-C Methode: HW VIR
Beuermann et al. 2012, A&A 543, 138
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
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