Entwicklung enger Doppelsterne Inhalt Einleitung Einige theoretische Bemerkungen
Entwicklung enger Doppelsterne
Inhalt Einleitung Einige theoretische Bemerkungen Entwicklung enger Doppelsterne 1 ) Entwicklung der Primärkomponente 2) Entwicklung der Sekundärkomponente
Einleitung Mehr als die Hälfte aller Sterne sind in Mehrfachsystemen und Doppelsternen eingebunden - die um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. What is their frequency? It turns out that most stars are mutiple! 48 % of stars are single. 36 % of stars are binary. 12 % of stars are triple. 4 % of stars are in quadruple systems. This has important implications for theories of star formation.
Einleitung Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Press Release No. : 06 -11 For Release: Monday, January 30, 2006 Note to editors: An image to accompany this release is online at http: //www. cfa. harvard. edu/press/pr 0611 image. html. Most Milky Way Stars Are Single Cambridge, MA - Common wisdom among astronomers holds that most star systems in the Milky Way are multiple, consisting of two or more stars in orbit around each other. Common wisdom is wrong. A new study by Charles Lada of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cf. A) demonstrates that most star systems are made up of single stars. Since planets probably are easier to form around single stars, planets also may
Einleitung In engen Doppelsternen: Auftreten starker wechselseitiger Gezeitenkräfte Bestrebung: Synchronisierung der Rotationsperiode & Bahnumlauf Direkte physikalische Wechselwirkung: - Gemeinsame Gashüllen - Gasstrom von einer Komponente zur anderen - Gasstrom nicht direkt auf 2. Komponente – bildet, wegen Drehimpulserhaltung, rotierende Akkretionscheibe
Einleitung Modellvorstellung
Einleitung Ursache für den Massenaustausch Veränderung der Sternradien, vorallem im Nachhauptreihenstadium Definition: in allen Doppelsternsystemen Massereichere HR-Komponente = Primärkomponente Masseärmere HR-Komponente = Sekundärkomponente unabhängig davon, ob sich eventuell im Laufe der späteren Entwicklung das Massenverhältnis umdreht
Einige theoretische Gedanken Betrachtung: Äquipotentialfläche eines Doppelsystems, dessen Komponenten anfangs noch getrennt sind: P r 1 r 2 M 1 M 2 Dann haben wir im Punkt P ein Graviationspotential ΦG ΦG = G {r M 1 1 + M 2 r 2 }
Einige theoretische Gedanken Rotation des Systems mit Winkelgeschwindigkeit ω die Zentrifugalkraft zω2 kann durch ein zusätzliches Potential Φz dargestellt werden: Φz = z 2 · ω2 2 z = Abstand von der Drehachse ω z Drehachse
Einige theoretische Gedanken Auf einer nun resultierenden Potentialfläche Φ = = Φz -G + {r M 1 1 ΦG + M 2 r 2 }+ z 2 · ω2 2 kann ein Probekörper ohne Arbeitsaufwand bewegt werden. (z. B: Meeresoberfläche)
Einige theoretische Gedanken Von innen nach außen: Sind in Doppelsternsystemen beide Komponenten zunächst von ihren eigenen geschlossenen Äquipotentialflächen umgeben bis zu einer gemeinsamen Fläche : = Rochefläche o. Rochesche Grenzfläche Weiter außen: alle Flächen umhüllen beide Massen gemeinsam [1848: französische Mathematiker Edouard Roche (1820 -1883) erkannte den Zusammenhang bei der Berechnung der Entfernung, bei der ein Satellit (z. B. Mond) durch die Gezeitenkräfte seines Zentralgestirns zerrissen wird. ]
Einige theoretische Gedanken Von innen nach außen: Sind in Doppelsternsystemen beide Komponenten zunächst von ihren eigenen geschlossenen Äquipotentialflächen umgeben bis zu einer gemeinsamen Fläche : M = 1 Rochefläche o. M 2 Rochesche Grenzfläche Weiter außen: alle Flächen umhüllen beide Massen gemeinsam [1848: französische Mathematiker Edouard Roche (1820 -1883) erkannte den Zusammenhang bei der Berechnung der Entfernung, bei der ein Satellit (z. B. Mond) durch die Gezeitenkräfte seines Zentralgestirns zerrissen wird. ] Schwerpunkt
Einige theoretische Gedanken Von innen nach außen: Sind in Doppelsternsystemen beide Komponenten zunächst von ihren eigenen geschlossenen Äquipotentialflächen umgeben bis zu einer gemeinsamen Fläche : = Rochefläche o. Rochesche Grenzfläche Weiter außen: alle Flächen umhüllen beide Massen gemeinsam [1848: französische Mathematiker Edouard Roche (1820 -1883) erkannte den Zusammenhang bei der Berechnung der Entfernung, bei der ein Satellit (z. B. Mond) durch die Gezeitenkräfte seines Zentralgestirns zerrissen wird. ]
Einige theoretische Gedanken Von innen nach außen: Sind in Doppelsternsystemen beide Komonenten zunächst von ihren eigenen geschlossenen Äquipotrentialflächen umgeben bis man zu einer gemeinsamen Fläche kommt: = Rochefläche o. Rochesche Grenzfläche Roches Volumen
Einige theoretische Gedanken Unterscheidung von Halbgetrenntes System Kontaktsysteme Getrenntes System … entsprechend der räumlichen Ausfüllung des Rocheschen Volumens
Grundzüge der Entwicklung aufbauend auf Ergebnissen für Einzelsterne Was im Einzelnen geschieht = f (anfängliche Sternmassen, Abstand, Massen- & Drehimpulsverlust) daraus resultiert große Vielfalt möglicher Doppelsternkonfigurationen (erklärt mit den Zoo von Veränderlichen)
Grundzüge der Entwicklung Annahme: Massen M 1 & M 2 beider Komponenten seien nicht identisch (meistens) Dann: entwickelt sich massenreichere Primärkomponente als erste zu einem Roten Riesen Vergrößerung von R wächst R über Rochesche Fläche hinaus Materiefluß durch den inneren Lagrangepunkt L 1 auf Komponente 2 so entsteht ein System, bei dem die weiterentwickelte Komponente die kleinere Masse hat fällt aus Masse-Leuchtkraft-Beziehung heraus
Grundzüge der Entwicklung Änderung des Abstandes beider Komponenten als Folge des Massenaustausches: für den Fall: M 1 + M 2 = const. & der gesamte Bahndrehimpuls L bleibt erhalten L = a 12 M 1 ω + a 22 M 2 ω ω = Kreisfrequenz des Bahnumlaufes = = const. 2π P = Bahnperiode ai = Abstand der i –ten Komponente vom Schwerpunkt
Grundzüge der Entwicklung nun Einsetzen in L = … : Schwerpunktsatz & Ergebnis: M 1 a 1 = M 2 a 2 3. Keplersche Gesetz ω2 a 3 = G (M 1 + M 2) Abstand a ist proportioanl zu folgender Funktion des Massenverhältnisses q = M 1 / M 2 a (1 + q)4 q 2 beide Sterne befinden sich im minimalen Abstand, wenn q = 1, d. h. M 1 = M 2 Radius der beiden Rocheflächen hängt - zum einen von q ab, - zum anderen ist er direkt propotional zum Abstand a
Grundzüge der Entwicklung Für die meisten Systeme beginnt starke Wechselwirkung erst, wenn eine Komponente sich von der Hauptreihe wegentwickelt Ausnahme: W UMa-Sterne … sind so eng, dass sich ihre Roche-Flächen bereits im Hauptreihenstadium berühren
W Ursae Majoris Sternsysteme Das W UMa Sternsystem - gibt der Klasse der Kontaktsysteme innerhalb der Bedeckungsveränderlichen seinen Namen - zwei sich berührende, sonnenähnliche Sterne (0. 8 bzw. 1. 14 M 8) - mit gemeinsamer äußerer Gashülle - umkreisen sich dreimal am Tag
Grundzüge der Entwicklung Wechselwirkung von engen Doppelsternen, wenn eine Komponente sich von HR wegentwickelt: bereits bevor Stern 1 seine Roche-Fläche ausfüllt: - Aufheizung des kühleren HR-Begleiters, - Inititieren von Oberflächenaktivität (mögliche Ursache für starke Röntgen- & Radioemissionen der RS CVn Veränderlichen (= RS Canum Venaticorum ) erreicht Stern 1 seine Roche-Fläche: - erst Phase mit großen Massenstrom durch L 1 in relativ kurzer Zeit (≈ t. HK) bis M 1 ≈ M 2 - dann: Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn)
Grundzüge der Entwicklung Wechselwirkung von engen Doppelsternen, wenn eine Komponente sich von HR wegentwickelt: bereits bevor Stern 1 seine Roche-Fläche ausfüllt: - Aufheizung des kühleren HR-Begleiters, - Inititieren von Oberflächenaktivität (mögliche Ursache für starke Röntgen- & Radioemissionen der RS CVn Veränderlichen) erreicht Stern 1 seine Roche-Fläche: Aus - erst Phase mit großen Massenstrom durch L 1 in relativ Niel Brandt kurzer Zeit (≈ t ) bis M 1 ≈ M 2 Astronomievorlesung. HK - dann: Phase Pennsylvania Statemit Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn) University
Grundzüge der Entwicklung Wechselwirkung von engen Doppelsternen, wenn eine Komponente sich von HR wegentwickelt: erreicht Stern 1 seine Roche-Fläche: 1) erst: Phase mit großen Massenstrom durch L 1 in relativ kurzer Zeit (≈ t. HK) bis M 1 ≈ M 2 2) folgend: Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn) M
Grundzüge der Entwicklung Vergleich mit Beobachtungen von Bedeckungsveränderlichen β Lyrae in der ersten Phase
Grundzüge der Entwicklung Vergleich mit Beobachtungen von Bedeckungsveränderlichen β Lyrae in der ersten Phase Algol (β Persei) in der zweiten Phase Mass transfer in binaries John M. Blondin, Marcedes T. Richards, Michael L. Malinowski (North Carolina State University)
Grundzüge der Entwicklung Vergleich mit Beobachtungen von Bedeckungsveränderlichen β Lyrae in der ersten Phase Algol (β Persei) in der zweiten Phase Beide Systeme: gemeinsame Gashülle das ist ein Hinweis: Stern 2 kann den Gasstrom nicht vollständig aufnehmen Verlust von M & Drehimpuls !
Grundzüge der Entwicklung Weitere Entwicklung Roter Riese + HR-Stern: R 1 verkleinert sich durch Verlust der H-reichen Hülle oder/und Einsetzen des He-Brennens Stern 1 zieht sich von Roche-Grenze zurück Massenstrom versiegt alle Brennen im Stern 1 beendet Kontraktion zu WZ oder NS Ergebnis: relativ weites Doppelsternpaar mit einen HR-Stern als massenreichere Sekundärkomponente & WZ o. NS als Primärkomponente (wenn SN System nicht kaputt macht)
Grundzüge der Entwicklungsequenz Zeitliche Stern 1 Stern 2 Entwicklung Weitere Entwicklung Roter Riese + HR-Stern: q = M 1/M 2 = 2 R 1 verkleinert sich durch Verlust der H-reichen Hülle oder/und 1) Beginn Masse. Verlust bei Stern 1 2) q = M 1/M 2 = ½ 3) Einsetzen des He-Brennens Stern 1 zieht sich von Roche-Grenze zurück Massenstrom versiegt alle Brennen im Stern 1 beendet Ende M bei q = 1/10, letzter Kontakt mit Rochefl. Kontraktion zu WZ oder NS 4) Ergebnis: relativ weites Doppelsternpaar mit Kontraktion zu kompakten Stern einen HR-Stern als massenreichere 5) Sekundärkomponente & WZ o. NS als Primärkomponente (wenn SN System nicht kaputt macht) Rotationsachse
Grundzüge der Entwicklung Auf dem Wege zu diesen Konfigurationen: Anomalien in den Elementhäufigkeiten an der Sternoberfläche Folge des H- & He-Brennens in Verbindung mit dem starken Massenausstausch: - OB Sterne mit CNO-Anomalien - Wolf-Rayet-Sterne - Bariumsterne
Grundzüge der Entwicklung da HR-Lebenszeit der Sterne = f (M ) Primärkomponente erreicht zuerst eine Endphase später: - Sekundärkomponente zum Roten Riesen, nun mit vertauschten Rollen - da kompakte Primärkomponente tiefes Gravitationspotential effektives Aufsammeln der überströmenden Materie - ist Stern 1 ein NS: verschiedene Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne hält Akkretion lang genug an Bildung SL
Grundzüge der Entwicklung Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne Primärkomponente ist stets ein NS oder Schwarzes Loch ! Ursache der Röntgenemission: Akkretion der überströmenden Materie auf einen Neutronenstern oder Schwarzen Loch (mit/ohne Scheibe) Röntgenleuchtkraft so hoch (1027 -1032 W) nicht vom WZ möglich Röntgenpulse kurzer Periode NS Energiequelle für Röntgenemission: freiwerdende potentielle Gravitationsenergie des akkretierenden Gases GM Lx = M R um L = 1031 W zu produzieren genügt geringer Gasstrom bei MPrimär = 1 M 8 & M = 10 -8 M 8/yr
Grundzüge der Entwicklung Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne Massereiche RDS: - Sekundärkomponente: junger OB-Stern mit M > 10 M 8 - Lx/Lopt = 10 -3… 10 - NS hat starkes Magnetfeld Materiestrom auf die Pole Massearme RDS: - stark im weichen Röntgenbereich strahlend (Lx > 1027 W), nicht gepulsed - Teil: Röntgenburster zeigen unregelmäßige Ausbrüche - Objekte zum Milchstraßenzentrum hin konzentriert alte Objekte: Magnetfeld des NS weitgehend bereits zerfallen ( B = 104… 6 T), wesentlich schwächer deshalb Gasstrom in Akkretionsscheibe
Grundzüge der Entwicklung da HR-Lebenszeit der Sterne = f (M ) Primärkomponente erreicht zuerst eine Endphase später: - Sekundärkomponente zum Roten Riesen, nun mit vertauschten Rollen - da kompakte Primärkomponente tiefes Gravitationspotential effektives Aufsammeln der überströmenden Materie - ist Stern 1 ein NS: verschiedene Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne hält Akkretion lang genug an Bildung SL
Cygnus X-1 Optisches Bild - Entdeckt: 1972, kanadischer Astronom: Tom Bolton - Cyg X-1 hat einen blauweißen Riesen (Spektraltyp O 9. 7) als Begleiter mit 18 M 8, R = 17 R 8, mv = 8. 84 mag, Umlaufzeit beträgt nur 5. 6 d - physikalische Abstand des Doppelsterns nur 20 R 8! - das kompakte Objekt (SL-Kandidat) hat eine Masse von etwa 5 bis 8 oder 16 Sonnenmassen. X-ray Exosat
Grundzüge der Entwicklung Liste heute bekannter stellarer SL-Kandidaten Objekt Entfernung Wirt XTE J 1118+480 Cyg X-1 SS 433 Cyg X-3 GRS 1915+105 1. 8 kpc 2. 0 bis 2. 5 kpc 3. 0 kpc (NS o. SL) 10. 0 kpc (NS o. SL) 12. 5 kpc Begleitstern blauweißer Riesenstern Begleitstern Wolf-Rayet Stern Begleitstern http: //www. mpe. mpg. de/~amueller/astro_co. html
XTE J 118+480 (Entdeckung 2001)
ein SXT (Soft X-ray Transient) = Quelle die übergehend sehr hell im Bereich der weichen Röntgenstrahlung leuchtet. Entdeckung: während einer Röntgendurchmusterung, März 2000, RXTE All-Sky Monitor sitzt im Galaktischen Halo (Ursa Major) Entfernung ≈ 1. 8 kpc = nächst liegender SL Kandidat Binärsystem: SL 6. 0 - 7. 7 M 8 + Begleitstern 0. 09 - 0. 5 M 8 Quelle zeigt quasi-periodische Oszillationen im Bereich von wenigen Hertz, globalen, räumlichen Schwingungen in der Akkretionsscheibe Plasmaausströmungen
Grundzüge der Entwicklung da HR-Lebenszeit der Sterne = f (M ) Primärkomponente erreicht zuerst eine Endphase später: - Sekundärkomponente zum Roten Riesen, nun mit vertauschten Rollen - da kompakte Primärkomponente tiefes Gravitationspotential effektives Aufsammeln der überströmenden Materie - ist Stern 1 ein NS: verschiedene Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne hält Akkretion lang genug an Bildung SL - ist Stern 2 ein WZ: Vielfalt kataklysmischer Veränderlicher
Kataklysmische Veränderliche CV = cataclysmic variables enge halbgetrennte Systeme Primärkomponente: immer Weißer Zwerg Sekundärkomponente: massearmer Stern: HR-Stern, meistens Roter Riese Überströmen von Materie vom Sekundärstern auf die Primärkomponente um Primärstern: Akkretionsscheibe mit „hot spot“ kurze Umlaufperioden: 0. 06 -0. 6 d Modellvorstellung: - kein vorhandenes Teleskop löst diese Systeme auf - passt aber gut zu beobachtbaren Spektren
Kataklysmische Veränderliche CV cataclysmic variables Abstand a: a = 1. 1 { Porb [h] 3 [h] } 2/3 (M 1 + M 2)1/3 R 8 P orb = binary orbital period scheinbare Lücke in den Umlaufperioden zwischen 2 -3 h (the so-called "period gap") Leuchtkraft (für alle kompakte Binärsysteme) dominiert durch Akkretion ! L = G M MWZ/RWZ ~ 2. 2 (M/10– 9 M 8 yr– 1 ) (MWZ/M 8) (RWZ/104 km)– 1 L 8 max. Energieausstoß im UV - X-ray Untersuchung mit UV- & X-ray Satelliten
Kataklysmische Veränderliche CV cataclysmic variables Unterscheidung: a) non-magnetic b) c) Weißer Zwerg ohne Magnetfeld besitzt eine Akkretionsscheibe d) b) magnetic (Polars) e) f) Weißer Zwerg mit Magnetfeld hat keine Akkretionsscheibe
Kataklysmische Veränderliche CV cataclysmic variables http: //www. aip. de/highlight_archive/schwarz_cv/index. html Unterscheidung: Animation of a cataclysmic variable with magnetic white dwarf (blue a) anon-magnetic circle) accreting onto two poles via extended curtains. The colour b) Weißer Zwerg ohne Magnetfeld coding represents the line-of-sight c) besitzt eine Akkretionsscheibe velocities of the specific parts in the accretion flow (J. Vogel). d) b) magnetic (Polars) e) f) g) Weißer Zwerg mit Magnetfeld hat keine Akkretionsscheibe
Kataklysmische Veränderliche Vergleich der 2 D-Geschwindigkeitskarten Two Doppler maps of two CVs clearly showing an accretion disk (left) and a magnetic CV (right) dominated by strong emission from the ballistic stream. Schwarz, A. D. Schwope, A. Staude, R. A. Remillard, 2005, A&A 444, 213 http: //www. aip. de/highlight_archive/schwarz_cv/index. html
Kataklysmische Veränderliche Magnetische CV -Sterne Künsterische Darstellungen http: //www. aip. de/highlight_archive/schwarz_cv/index. html
Kataklysmische Veränderliche Intermediate Polars http: //astro. uni-tuebingen. de/~djkuster/phi/ps/astrotag_CV. pdf
http: //www. astro. psu. edu/users/niel/astro 485/lectures 485. html Kataklysmische Veränderliche Polars & Intermediate Polars Aus Niel Brandt Astronomievorlesung Pennsylvania State University
Kataklysmische Veränderliche Non-magnetic cataclysmic variables Zwei wichtige Strukturen 1) Akkretionsscheibe, in der 2) bereits die Hälfte von Epot 3) der akkretierenden Materie aufgefangen wird & 2) Grenzschicht zwischewn Akkretionsscheibe und der Oberfläche 3) des WZ, wo Ekin in Eth and Erad umgewandelt wird Teff of the accretion disk ranges from ~ 5000 K at its outer edge to ~ few x 104 K at its inner edge Abstrahlung hauptsächlich optisch – FUV Grenzschicht Scheibe-WZ: kleine Ausmaße + große L Teff (Grenzschicht) » T eff (Scheibe)
Kataklysmische Veränderliche Non-magnetic cataclysmic variables Ist M hoch (M ~ 10 -8 M 8/yr): Grenzschicht ist optisch dick, Teff ~ 105 K (10 e. V) System strahlt hauptsächlich im EUV & soft X-ray band Ist M niedrig (M ~ 10 -11 M 8/yr) Grenzschicht ist optisch dünn, Teff ~ 108 K (10 ke. V) System strahlt hauptsächlich im X-ray band high-velocity (v ~ 3000 km/s) outflows ("winds") mit (M ~ 10 -11 M 8/yr) Hinweis von: P Cygni profiles of their ultraviolet resonance lines Oberflächenwind der Akkretionsscheibe verursacht durch Strahlungsdruck und möglicherweise magnetische Kräfte
Kataklysmische Veränderliche Lichtkurve und ihre Merkmale Modell für einen non-mag. Kataklysmischen Veränderlichen Sichtbarkeit heißer Fleck Roter Riese verdeckt Scheibe
Grundzüge der Entwicklung Klassische Novae Kataklysmische Veränderliche = Vorläufersysteme von klassischen Novae nach einiger Zeit des Massenüberstroms von Sekundärkomponente auf WZ kommt es zum so genannten thermonuklearen Runaway, = explosives Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche des weißen Zwerges Novae wiederkehrende Ereignisse mit Periodendauern zwischen Monaten und einigen Millionen Jahren (unregelmäßig)
Grundzüge der Entwicklung Klassische Nova-Ausbrüche Dauer: 10 … 100 Tage Helligkeitsänderung: um bis zu 100000 -fache L 8 1000 Tage nach Ausbruch: Nebel sichtbar HST image of Nova Cygni 1992: die abgestoßene äußere Hülle ist sichtbar VHülle ≥ 1000 km/s V 4743 Sgr = Nova 2002 -3 Sgr
Grundzüge der Entwicklung Zwergnovae Zwergnova-Ausbrüche Dauer: 10 … 1000 Tage Helligkeitsänderung: bis zu 100 -fach unregelmäßige kurze Perioden: 4 -10 Wochen Fakt: - Novaausbrüche entstehen auf WZ - Zwergnovaausbrüche in/auf der Akkretionsscheibe Z Camelopardalis (Z Cam) is one of the brightest dwarf novae in the sky, and at a distance of 163 pc. It is also one of the closest. About every 20 days it brightens by up to a factor of 40 (to apparent visual magnitude ~ 10), returning to minimum a few days later. Ultraviolet GALEX image: Material ejected hundreds or thousands of years ago during the last nova eruption.
Grundzüge der Entwicklung Klassische Novae zwei Typen: = f (Masse des ursprünglichen Sterns, der sich zum weißen Zwerg entwickelte) Pimär a) Mursprünglich < 8 M 8 : endet die Phase der nuklearen Energieerzeugung mit dem Heliumbrennen, Primär b) Mursprünglich > 8 M 8 : auch Kohlenstoffbrennen resultierenden Novae unterscheiden sich durch: a) Verteilungen schwerer Elemente b) aufgrund der verschiedenen Massen der Primärkomponenten, durch die Periodendauer und » Heftigkeit « der Ausbrüche
Grundzüge der Entwicklung Klassische Novae mit MWZ steigt auch Tmax verschiedene Elementproduktionsprozesse aktiv schwerer WZ benötigt weniger akkretierte Materie (und damit weniger Zeit) für Ausbruch masseärmere Nova-Version: beobachteten Überhäufigkeiten O & C CO-Nova massereichere Version: Überproduktion vor allem O, Ne, und Mg ONe. Mg-Novae
Grundzüge der Entwicklung Klassische Novae beim thermonuklearen Runaway: T ≈ 10 8 K Nukleosynthese über CNO-Zyklen (massearm), sowie auch Ne. Na- und Mg. Al-Zyklus (massereicher) da nicht die gesamte akkretierte Schale brennt und eine Durchmischung innerhalb der Schale stattfindet, können in diesen Zyklen produzierte Elemente aus dem Kreislauf ausbrechen Elementeanreicherung Novae tragen so erheblich zum Vorkommen der Isotope 13 C, 15 O, 17 N im Universum bei Häufigkeit: ≈ 35 (klassische) Novae pro Jahr in Galaxis (große Häufigkeit der CV + kurze Zeitabstände) gesamter Materieausstoß in Galaxis: 3 -10 M 8/yr
Grundzüge der Entwicklung Rekurrente Novae Leuchtkraft & Frequenz der Ausbrüche zwischen Zwerg- und klassischen Novae = wiederkehrende Novae = inhomogene Gruppe: - ein Teil der Ausbrüche: thermonuklearer Runaway in der Akkretionsscheibe des WZ‘s - einige Ereignisse erklärt durch: Instabilitäten in der Akkretionsscheibe oder plötzliche Schwankungen im Massentransfer in einem Binärsystem: Riese + HR-Stern Bindeglied zwischen den klassischen (Runaway) und den Zwergnovae (Instabilitäten)
Grundzüge der Entwicklung Rekurrente Novae Die Einstufung als rekurrente Nova (nach Webbink et al. ): 1) Es müssen zwei oder mehr Ausbrüche mit maximal erreichten absoluten Helligkeiten vergleichbar mit denen von klassischen Novae (MV < – 5. 5 mag) beobachtet worden sein 2) Ausstoß einer diskreten Schale mit Expansionsgeschwindigkeiten Lichtkurve von SS Cyg v > 300 km/s Δ T = 50 Tage nach Beobachtungen von P. Enskonatus, A. Holbe, G. Krisch, M. Kuzmin, T. Lange, J. Neumann, D. Süßmann, F. Vohla
Grundzüge der Entwicklung Schließlich endet auch Entwicklung Sekundärkomponete 1) als WZ + Planetarischer Nebel 2) als NS oder 3) als SL entsprechend, der bereits vorhandenen Primärkomponente kann nun entstehen: Sekundärkomponente WZ: - ein relativ weites Paar von WZs - ein Paar aus WZ & NS (Primärkomponente o. SL) Sekundärkomponente NS + Supernova : explodiert Stern 2 als SN Zerstörung Bindung des Systems, jede Komponente fliegt als „runaway-Stern“ mit ≈100 km/s davon Erklärung hoher Raumgeschwindigkeiten vieler Radiopulsare
Grundzüge der Entwicklung … hat hingegen Stern 2 hinreichend viel Masse verloren schwacher SN-Ausbruch Entstehung gebundenes NS-Paare aus NS & SL oder SL & SL = schwer beobachtbar
Paar NS + NS PSR B 1913+16 entdeckt 1974 von Taylor and Hulse 1993 Nobel Prize in Physics Pulsar and NS PSR J 0737 -3039 entdeckt 2003 von einem an international team of scientists from the UK, Australia, Italy and the USA Pulsar + Pulsar = Testlabor für die Graviationstheorie http: //en. wikipedia. org/wiki/PSR_J 0737 -3039
Doppelpulsare PSR J 0737 -3039 A, B 23 -millisecond pulsar PSR J 0737 -3039 A 2. 8 -second pulsar PSR J 0737 -3039 B Umlaufperiode: 2. 4 h Genauester Test der Gravitationswellentheorie: der Durchmesser der Umlaufbahn veringert sich 7 mm pro Tag ! Coalesce in about 85 million years The supernova remnant G 11. 2 -0. 3 in which the double pulsar lies. http: //en. wikipedia. org/wiki/PSR_J 0737 -3039
RX J 0806. 3+1527 Animation: Doppel Weißer Zwerg http: //antwrp. gsfc. nasa. gov/apod/ap 050601. html
Grundzüge der Entwicklung Sterne und Weltraum 36 [2/1997], S. 132 -135 Bekannte Vertreter: Die Röntgenquelle Cyg X 1 beherbergt ein Schwarzes Loch von mindestens 16 M 8. Die Röntgenquelle LMC X 3 in der Großen Magellanschen Wolke. Das kompakte Begleitobjekt dieses Systems hat mindestens 9 M 8 und ist deshalb wahrscheinlich ein Schwarzes Loch.
Grundzüge der Entwicklung Wechselwirkung von engen Doppelsternen, wenn eine Komponente sich von HR wegentwickelt: bereits bevor Stern 1 seine Roche-Fläche ausfüllt: - Aufheizung des kühleren HR-Begleiters, - Inititieren von Oberflächenaktivität (mögliche Ursache für starke Röntgen- & Radioemissionen der RS CVn Veränderlichen) erreicht Stern 1 seine Roche-Fläche: 1) erst: Phase mit großen Massenstrom durch L 1 in relativ kurzer Zeit (≈ t. HK) bis M 1 ≈ M 2 2) folgend: Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn)
Kataklysmische Veränderliche Sekundärstern (HR-Stern o. Roter Riese) Heißer Fleck Gasstrom Primärstern (Weißer Zwerg) Modellvorstellung: - kein vorhandenes Teleskop löst diese Systeme auf - passt aber gut zu beobachtbaren Spektren http: //www. usm. lmu. de: 81/people/hbarwig/cv/cv. html enge halbgetrennte Systeme Überströmen von Materie vom Sekundärstern auf die Primärkomponente um Primärstern: Akkretionsscheibe mit „hot spot“
Grundzüge der Entwicklung Novae The white dwarf captures matter lost through the inner As it losses angular momentum, the material in the disk An envelope or "ocean" of hydrogen-rich material builds
Grundzüge der Entwicklung Glosar RX J 0806. 3+1527 Animations http: //antwrp. gsfc. nasa. gov/apod/ap 050601. html http: //www. astro-udec. cl/jose/astro. jpg
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