Weiße Zwerge II Mikrolensing & Massenverteilung

Max Camenzind - Akademie HD - Sept. 2017

Unsere Themen

• 40 Eridani B, Procyon B

• Mikrolensing an Stein 2051 B

• Was ist Mikrolensing?

• Spektralklassen für Weiße Zwerge

• Massen der Weißen Zwerge in der

Milchstraße

• Was ist die typische Masse eines WZ?

• Kühle Weiße Zwerge – wie kühl?

WZ in 40 Eridani: A K1-Stern; B DA-WZ

Das System 40 Eridani / StarObserver

Procyon B:

Temperatur: 7740 K

M = 0,60 MS, R = 8600 km

r = 4,5 x 105 g/cm³

Alter ~ 2 Mrd. a

1,0 MS

0,6 MS 0,4 MS

Bond et al. 2015 Periode: 41 Jahre MA = 1,48; MB = 0,59 MS

This Hubble Space Telescope image shows the binary star system Stein 2051 on October 1, 2013, consisting of the brighter, redder "A" component at lower right and the fainter, bluer "B" component near the center, a white dwarf star. Because these stars are relatively close to Earth, only 17 light-years away, they appear to move in the sky relative to the much more distant background stars in several months of observations with Hubble (he wavy blue line).

Sucherkarte Stein 2051 Chamäleon

Grafik: Stellarium

WFC3/HST

Image

Stein 2051

mit

Hinter-

grund-

sternen

für

Astro-

metrie [Sahu et al.]

Stein 2051 A

Stein 2051 B

Sahu et al., arXiv:1706.02037

Parallaxenbewegung

Lichtablenkung am Weißen Zwerg

Stein 2051 B mit HST / d = 17 LJ

Linsen-Gleichung

Quellen-Ebene Linsen-Ebene

Beobachter

Linsen-Gleichung

Mikrolensing durch Punktquelle

qE qE = 31 mas p = 181mas DL = 5,52 pc

MB = 0,67 MS

Video: Mikrolensing an Stein 2051 B

Der Weiße Zwerg Stein 2051B und ein ferner Hintergrundstern, aufgenommen vom Weltraumteleskop Hubble. (Credit: NASA, ESA, and K. Sahu (STScI))

Sp

ektr

alk

lassif

ikati

on

Weiß

er

Zw

erg

e

na

ch

H, H

e, C

im

Sp

ektr

um

DQ

Spektroskopische Klassifikation

DA - nur Balmer Linien; kein HeI oder Metalle (75% der WZ)

DB – HeI Linien, kein H oder Metalle

DC – Continuum Spektrum, keine Linien tiefer als 5%

DO – starke HeII, HeI oder H-Linien im Spektrum

DZ – nur Metall-Linien, kein H oder He

DQ – Starkes Kohlenstoff-Feature

Spektraltyp Weiße Zwerge mit Hipparcos

Typische DA Weiße Zwerge

Hb Hg

Spektrum: Weißer Zwerg Eridanus B

Maximum im Optischen Teff = 16.000 K ~ A

Spektrum: Weißer Zwerg Sirius B

Barstow et al. 2005 Maximum im UV Teff = 25.000 K ~ B

Spektrum: Weißer Zwerg Sirius B

Barstow et al. 2005

Hb

Hg

Hd

He

Barstow et al. 2005

Parameter: Weißer Zwerg Sirius B

Raddi et al. 2017 arXiv:1708.09394

Spektren

DA

Weiße

Zwerge Sortiert

nach

Temperatur

Raddi et al. 2017 arXiv:1708.09394

Spektrum Weißer Zwerge

Massenbestimmung Feldsterne

• Spektroskopische Methode:

Linienbreiten (Wasserstoff) hängen vom Druck ab proportional zu Gravitation + Masse-Radius Relation

g = GM/R2 Masse M

• Photometrische Methode:

Breitband Photometrie fitted an Black Body Teff und Winkeldurchmesser

Kombiniert mit Parallaxe Radius R

Verwende Masse-Radius Relation

Masse M

In 2

0 p

c

12

9 W

eiß

e Z

we

rge

D

ich

te =

0,0

033

MS/p

c³

Massenverteilung WZ innerhalb 40 pc

Dufour et al. 2016

nWZ = 0,0048 / pc³ In einer Kugel von 10 pc Radius 20 WZ

1864 Weiße Zwerge mit m < 17 mag

Raddi et al. 2017; arXiv:1708.09394

arXiv:1603.06666

Anfangs- & End-Massen von massearmen Sternen

Theorie

SDSS mit Apache Point Telescope

Apache Point Telescope Camera

WZ SDSS Spektrum

Massenhistogramm Weiße Zwerge Der typische WZ hat ~ 0,6 Sonnenmassen

SDSS DR4

1833 WZ

Madej et al. 2004

SDSS DR7

19.712 WZ

Kleinman et al. 2012

Masse

nv

ert

eilu

ng

WZ

Da

ten

: D

R7

au

s S

DS

S

Te

mp

era

turv

ert

eil

un

g W

Z

Da

ten

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us

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SS

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Kühle Weiße Zwerge mit Gemini

Alte Weiße Zwerge mit HST