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

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(ESO bearbeitet von Geier)

Kompakte Doppelsterne: Hot subdwarf Sterne

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

Common envelope ejection

Entstehung heißer Subdwarfs:

-Common envelope ejection

-auf dem ersten Riesenast

- Kompakte Doppelsterne:

SD + MS/WD in engem Orbit (P<30d)

Radialgeschwindigkeits-Halbamplitude

Umlaufperiode

Einzel-linige spektroskopische Einzel-linige spektroskopische DoppelsterneDoppelsterne

Orbitparameter: Nur von der Primärkomponente

Umlaufperiode

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

SynchronisationSynchronisation

GMRMMM OsdB

11 48.03.0

Bestimmung der Bestimmung der Schwerebeschleunigung gSchwerebeschleunigung g

Effektivtemperatur und Schwerebeschleunigung werden durch Fitten mit Modellspektren bestimmt

(Geier et al. 2007)

SynchronisationSynchronisation

Rv isinrot

isinrotrot

Messung der projizierten Messung der projizierten RotationsgeschwindigkeitRotationsgeschwindigkeit

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 VerformungEllipsoidale Verformung

(Hanke)

(KPD 1930+2752 sdB+WD; Geier et al. 2007)

Roche Model

Modulation

mit halber

Orbitperiode

ReflektionseffektReflektionseffekt

Heißer Stern mit kühlem Begleiter

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

ReflektionseffektReflektionseffekt

• 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 PhotometrieDifferenzielle Photometrie

Erdatmosphäre

begrenzt

Genauigkeit

→ Seeing

→ Absorption

→ Rötung

Zeitlich variabel!

Vergleichssterne

müssen parallel

beobachtet werden

→ gleiche Helligkeit

→ gleiche Farbe

→ nahe am Objekt

→ nicht variabel!

Maximale

Genauigkeit: 0.1 %

WeltraumteleskopeWeltraumteleskope

COnvection ROtation

and planetary Transits

Start 2007

0.27m-Spiegel

→ Gesichtsfeld:

3 x 3 Grad

150 Tage Lichtkurven

von 200000 Objekten

Kepler (NASA)

Start 2009

0.95m-Spiegel

95 Megapixel Camera

→ Gesichtsfeld:

12 x 12 Grad

Kepler

>3.5 Jahre Lichtkurven

von 150000 selektierten

Objekten

(Ostensen et al. 2010)

Heiße Subdwarfs im Keplerfeld

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

(Bloemen et al. 2011)

Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340

KPD 1946+4340: sdB Doppelstern mit 0.4 d Periode

Extrem schwache Bedeckungen + Massenfunktion

→ Begleiter ist ein Weißer Zwerg

Sinusoidale Variation mit halber Orbitalperiode

→ Ellipsoidalverformung

Probleme mit dem Modell

→ Bedeckungen zu tief

→ Ellipsoidalvariation ist assymmetrisch

MicrolensingMicrolensing

(NASA)

MicrolensingMicrolensing

(OGLE)

Microlensing ist nachweisbar

→ Bedeckung weniger tief

→ Anti-transits bei Bedeckungen durch Neutronensterne oder Schwarze Löcher!

Doppler-BeamingDoppler-Beaming

(Wikipedia)

F F Bc

Fλ Gemessener Fluss

Fλ,0 Emittierter Fluss

B Beaming-Faktor: Abhängig von Spektrum des Objekts

und beobachteter Wellenlänge

v Geschwindigkeit der emittierenden Quelle

F F Bc

Bei engen einzel-linigen Doppelsternen:

→ Sinusförmige Variation mit Orbitalperiode

→ Amplitude proportional zur Radialgeschwindigkeit

Die Radialgeschwindigkeitskurve von Die Radialgeschwindigkeitskurve von KPD 1946+4340KPD 1946+4340

164 kms , 1.3

2 0.001 0.1%

Kepler observations of the beaming binary KPD 1946+4340

Bloemen

et al. 2011

WD: M=0.59+-0.02 M⊙ sdB: M=0.47+-0.03 M⊙

R=0.0137+-0.0004R⊙ R=0.212+-0.006R⊙

Tidally bound rotation

Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode

2 )MM(

)i(sinM

PK)M(f

invisvis

sdB Masse: 0.46 M⊙

(Han et al. 2003)

RV Halbmplitude:

K= 380 km/s

Periode: P=0.0489790717 (38) day

Der sdB Doppelstern mit der kürzesten Periode

Lichtkurve:

-Ellipsoidale

Variationen

+ Doppler boosting

Inclination: 80°

M(comp) = 0.72 M⊙

Period: P=0.0489790717 (38) day

Enge Doppelsterne als Enge Doppelsterne als Messinstrument?Messinstrument?

(HW Vir, Lee et al. 2009)

Die Orbitperiode von bedeckenden Doppelsternen ist stabil

→ Präzise Zeitmessung möglich

O-C-MethodeO-C-Methode

Periodische Abweichungen von beobachteten (observed = O)

und berechneten (calculated = C) Bedeckungszeiten

O-C-MethodeO-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

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

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

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