Entwicklung enger Doppelsternsysteme

Entwicklung enger Doppelsterne
Astrophysikalische Bedeutung enger Doppelsterne
• Wichtigste Quelle unserer Kenntnis stellarer
⇒ Massen, Radien und Leuchtkräfte
(absolute Einheiten)
Diese Daten werden zum Vergleich mit theoretischen Modellen benötigt
• aber: nicht alle DS geeignet, nur bestimmte Untergruppen:
→ visuelle DS mit astrometrisch vermessenen Bahnen beider Komponenten
und mit bekannten Entfernungen (wenige Objekte; Beispiel: Sirius A+B)
Hauptsächlich aber solche engen DS, bei denen beide Komponenten im
Spektrum nachweisbar sind, nämlich
→ doppel-linige spektroskopische DS,
→ bedeckungsveränderlich
die gleichzeitig
sind.
Entwicklung enger Doppelsterne
• Sterne entwickeln sich mit sehr langer Zeitskala
• Lebensdauer wird mit Hauptreihenzeit gemessen
→ je massereicher ein Stern, desto kürzer seine Lebensdauer
Spektraltyp Masse (M⊙) HR-Zeit (Mio. Jahre)
G
↓
1
10 000
2
500
5
10
15
70
20
10
30
6
F
↓
A
↓
B
↓
O
↓
• Mit Masse wächst auch Radius, Temperatur und damit Leuchtkraft L:
L = 4πR2 σT 4
Sternradien für verschiedene Massen
und Entwicklungsphasen
M (M⊙ ) R0 (R⊙ ) RI (R⊙) RII (R⊙ )
15
9
5
3
2.3
4.5
3.3
2.4
1.7
1.5
10.0
6.8
4.4
2.8
2.4
562
234
72
32
:
Entwicklungsdauer bis zum Erreichen
charakteristischer Phasen
M (M⊙ ) t0 (107 yr) tI (107 yr) RII (107 yr)
Beginn HR Ende HR Roter Riese
15
9
5
2.3
1.3
0.01
0.02
0.06
0.59
2.95
1.02
2.13
6.61
48.5
283
Zeitnullpunkt: Bildung des Protosterns (ZAMS)
1.21
2.22
7.08
59.0
:
Zeitliche Änderung des Sternradius
Variation der Rochegrenze bei Massentransfer
Änderung der Bahnperiode bei Massentransfer
Roche limit and equipotential
surfaces in the equatorial plane
3D representation of the potential
field of a close binary system
Entwicklung eines 2 M⊙+1 M⊙ Systems
∆ t (Mio. Jahre) Periode (Tage)
0
1.15
500
↓
5
↓
100
↓
24.0
Hertzsprung-Russell-Diagramm
Entwicklungsweg der Primärkomponente eines 2 M⊙+1 M⊙ Doppelsternsystems
(nach Kippenhahn & Weigert)
D: Massenaustausch (Fall B) beginnt, F-K: Roter Riese, N: Weißer Zwerg;
Bahnperiode verlängert sich von 1.15 Tagen auf Hauptreihe auf 24 Tage im Endstadium.
Evolution of X-ray binaries, I
Evolution of a 20 M⊙+8 M⊙
main sequence system to a
massive X-ray binary
(after de Loore & De Greve)
Evolution of X-ray binaries, II
Entstehung von Röntgenstrahlung durch Massenaustausch
oder Akkretion von Sternwind auf dem Neutronenstern