entwicklung enger doppelsterne. inhalt einleitung einige theoretische bemerkungen entwicklung enger...

Entwicklung

Doppelsterne

Inhalt

Einleitung

Einige theoretische Bemerkungen

Entwicklung enger Doppelsterne

1 ) Entwicklung der Primärkomponente

2) Entwicklung der Sekundärkomponente

Einleitung

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.

Mehr als die Hälfte aller Sterne sind in Mehrfachsystemen und

Doppelsternen eingebunden - die um ihren gemeinsamen

Schwerpunkt kreisen.

Einleitung

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Press Release

Release No.: 06-11For Release: Monday, January 30, 2006 Note to editors: An image to accompany this release is online at http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611image.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 (CfA) demonstrates that most star systems are made up of single stars. Since planets probably are easier to form around single stars, planets also may be more common than previously suspected.

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

unabhängig davon, ob sich eventuell im Laufe der späteren

Entwicklung das Massenverhältnis umdreht

Massereichere HR-Komponente = Primärkomponente

Masseärmere HR-Komponente = Sekundärkomponente

Einige theoretische Gedanken

Betrachtung:

Äquipotentialfläche eines Doppelsystems, dessen Komponenten

anfangs noch getrennt sind:

Dann haben wir im Punkt P ein Graviationspotential ΦG

ΦG = -G { + }M1 M2

Rotation des Systems mit Winkelgeschwindigkeit ω

die Zentrifugalkraft zω2 kann durch ein zusätzliches

Potential Φz dargestellt werden:

z = Abstand von der Drehachse

Dreh-achse

z2 · ω2

Auf einer nun resultierenden Potentialfläche

Φ = Φz + ΦG

kann ein Probekörper ohne Arbeitsaufwand bewegt werden.

-G { + }M1 M2

z2 · ω2

(z.B: Meeresoberfläche)

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.]

Schwer-punkt

Sind in Doppelsternsystemen beide Komonenten zunächst

von ihren eigenen geschlossenen Äquipotrentialflächen umgeben

bis man zu einer gemeinsamen Fläche kommt: = Rochefläche o.

Rochesches Volumen

Unterscheidung von

Kontaktsysteme

… entsprechend der räumlichen Ausfüllung des Rocheschen

Volumens

Halbgetrenntes System

Getrenntes System

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

entwickelt sich massenreichere Primärkomponente als

erste zu einem Roten Riesen Vergrößerung von R

wächst R über Rochesche Fläche hinaus Materiefluß

durch den inneren Lagrangepunkt L1 auf Komponente 2

so entsteht ein System, bei dem die weiterentwickelte

Komponente die kleinere Masse hat

fällt aus Masse-Leuchtkraft-Beziehung heraus

Annahme: Massen M1 & M2 beider Komponenten seien nicht

identisch (meistens)

Änderung des Abstandes beider Komponenten als Folge

des Massenaustausches:

für den Fall: M1 + M2 = const. &

der gesamte Bahndrehimpuls L

bleibt erhalten

L = a2 M1 ω + a2 M2 ω = const.

ω = Kreisfrequenz des Bahnumlaufes =

ai = Abstand der i –ten Komponente vom Schwerpunkt

P = Bahnperiode

nun Einsetzen in L = … :

Schwerpunktsatz M1 a1 = M2 a2

& 3. Keplersche Gesetz ω2 a3 = G (M1 + M2)

Ergebnis: Abstand a ist proportioanl zu folgender Funktion

des Massenverhältnisses

beide Sterne befinden sich im minimalen Abstand, wenn q = 1,

d.h. M1 = M2

Radius der beiden Rocheflächen hängt

- zum einen von q ab,

- zum anderen ist er direkt propotional zum Abstand a

q = M1 / M2

(1 + q)4

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 Bedeckungs-

veränderlichen seinen Namen

- zwei sich berührende, sonnenähnliche Sterne (0.8 bzw. 1.14 M)

- mit gemeinsamer äußerer Gashülle

- umkreisen sich

dreimal am Tag

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 L1 in relativ

kurzer Zeit (≈ tHK) bis M1 ≈ M2

- dann: Phase mit Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn)

der RS CVn Veränderlichen)

- erst Phase mit großen Massenstrom durch L1 in relativ

- dann: Phase mit Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn)

Aus Niel BrandtAstronomievorlesungPennsylvania State University

1) erst: Phase mit großen Massenstrom durch L1 in relativ

2) folgend: Phase mit Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn)

β Lyrae in der ersten Phase

Vergleich mit Beobachtungen von Bedeckungsveränderlichen

Algol (β Persei) in der zweiten Phase

John M. Blondin, Marcedes T. Richards, Michael L. Malinowski (North Carolina State University)

Mass transfer in binaries

Beide Systeme:

gemeinsame Gashülle das ist ein Hinweis: Stern 2

kann den Gasstrom nicht vollständig aufnehmen

Verlust von M & Drehimpuls !

Algol (β Persei) in der zweiten Phase

Weitere Entwicklung Roter Riese + HR-Stern:

R1 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)

Weitere Entwicklung Roter Riese + HR-Stern:

R1 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)

ZeitlicheEntwicklung

Rotations-achse

q = M1/M2 = 2

Beginn Masse- Verlust bei Stern 1

Entwicklungsequenz

q = M1/M2 = ½

Stern 1 Stern 2

Ende M bei q = 1/10,letzter Kontakt mit Rochefl.

Kontraktion zu kompakten Stern

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

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

Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne

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

Lx = M um L = 1031 W zu produzieren genügt geringer

Gasstrom bei MPrimär = 1 M & M = 10-8 M/yr

Primärkomponente ist stets ein NS oder Schwarzes Loch !

Erscheinungsformen der Röntgendoppelsterne

Massereiche RDS:

- Sekundärkomponente: junger OB-Stern mit M > 10 M

- Lx/Lopt = 10-3…10

- NS hat starkes Magnetfeld Materiestrom auf die Pole

Massearme RDS:

- stark im weichen Röntgenbereich strahlend (Lx > 1027W),

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

später:

Cygnus X-1 Optisches Bild

X-ray Exosat

- Entdeckt: 1972, kanadischer Astronom: Tom Bolton - Cyg X-1 hat einen blauweißen Riesen (Spektraltyp O9.7) als Begleiter mit 18 M, R = 17R, mv = 8.84mag, Umlaufzeit beträgt nur 5.6 d - physikalische Abstand des Doppelsterns nur 20 R! - das kompakte Objekt (SL-Kandidat) hat eine Masse von etwa 5 bis 8 oder 16 Sonnenmassen.

http://www.mpe.mpg.de/~amueller/astro_co.html

Objekt

XTE J1118+480

Cyg X-1

SS 433

Cyg X-3

GRS 1915+105

Liste heute bekannter stellarer SL-Kandidaten

Entfernung

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

XTE J118+480 (Entdeckung 2001)

ein SXT (Soft X-ray Transient) = Quelle die übergehend sehr hell im Bereich der weichen Röntgenstrahlung leuchtet. Entdeckung: während einer Röntgendurch- musterung, 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 + Begleitstern 0.09 - 0.5 M

Quelle zeigt quasi-periodische Oszillationen im Bereich von wenigen Hertz, globalen, räumlichen Schwingungen in der Akkretionsscheibe Plasmaausströmungen

später:

- ist Stern 2 ein WZ:

Vielfalt kataklysmischer Veränderlicher

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 { } (M1 + M2)1/3 R

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 yr–1 ) (MWZ/M) (RWZ/104 km)–1 L

max. Energieausstoß im UV - X-ray Untersuchung mit UV- & X-ray Satelliten

With the nearest systems at distances of ~ 100 parsecs (320 light years) from Earth, the space density of CVs is moderately large (a few X 10–5 parsec–3) and the total number in the Galaxy is huge (~ 106).

The orbital evolution of these binaries, and hence the mass-transfer rate (Mdot) from the secondary to the white dwarf is driven by magnetic braking of the secondary for long-period systems (Porb > 3 hr) and gravitational radiation for short-period systems (Porb < 3 hr).

CV cataclysmic variables

Porb [h] 2/3

Unterscheidung:

a) non-magnetic

Weißer Zwerg ohne Magnetfeld besitzt eine Akkretionsscheibe

b) magnetic (Polars)

Weißer Zwerg mit Magnetfeld hat keine Akkretionsscheibe

CV cataclysmic variables

Unterscheidung:

a) non-magnetic

Weißer Zwerg ohne Magnetfeld besitzt eine Akkretionsscheibe

b) magnetic (Polars)

Weißer Zwerg mit Magnetfeld hat keine Akkretionsscheibe

Kataklysmische VeränderlicheCV cataclysmic variables

http://www.aip.de/highlight_archive/schwarz_cv/index.html

Animation of a cataclysmic variable with a magnetic white dwarf (blue circle) accreting onto two poles via extended curtains. The colour coding represents the line-of-sight velocities of the specific parts in the accretion flow (J. Vogel).

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

Vergleich der 2D-Geschwindigkeitskarten

Magnetische CV -Sterne

Künsterische Darstellungen

Intermediate Polars

http://astro.uni-tuebingen.de/~djkuster/phi/ps/astrotag_CV.pdf

Polars & Intermediate Polars

Aus Niel BrandtAstronomievorlesungPennsylvania State University

Zwei wichtige Strukturen

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)

Non-magnetic cataclysmic variables

1) Akkretionsscheibe, in der bereits die Hälfte von Epot der akkretierenden Materie aufgefangen wird &

2) Grenzschicht zwischewn Akkretionsscheibe und der Oberfläche des WZ, wo Ekin in Eth and Erad umgewandelt wird

Ist M hoch (M ~ 10-8 M/yr):

Grenzschicht ist optisch dick,

Teff ~ 105 K (10 eV)

System strahlt hauptsächlich

im EUV & soft X-ray band

Ist M niedrig (M ~ 10-11 M/yr)

Grenzschicht ist optisch dünn, Teff ~ 108 K (10 keV)

System strahlt hauptsächlich im X-ray band

high-velocity (v ~ 3000 km/s) outflows ("winds") mit (M ~ 10-11 M/yr)

Hinweis von: P Cygni profiles of their ultraviolet resonance lines

Oberflächenwind der Akkretionsscheibe verursacht durch

Strahlungsdruck und möglicherweise magnetische Kräfte

Non-magnetic cataclysmic variables

Modell für einen non-mag. Kataklysmischen Veränderlichen

Sichtbarkeit heißer Fleck

Roter Riese verdeckt Scheibe

Lichtkurve und ihre Merkmale

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)

zwei Typen: = f (Masse des ursprünglichen Sterns, der sich zum weißen Zwerg entwickelte)

a) Mursprünglich < 8 M : endet die Phase der nuklearen Energieerzeugung mit dem Heliumbrennen,

b) Mursprünglich > 8 M : auch Kohlenstoffbrennen

Nova-Ausbrüche Dauer: 10 …100 Tage Helligkeitsänderung: um bis zu 100000-fache L

1000 Tage nach Ausbruch: Nebel sichtbar

HST image of Nova Cygni 1992: die abgestoßene äußere Hülle ist sichtbar VHülle ≥ 1000 km/s

Klassische Novae

V4743 Sgr = Nova 2002-3 Sgr

Zwergnova-Ausbrüche Dauer: 10 …1000 Tage Helligkeitsänderung: bis zu 100-fach unregelmäßige kurze Perioden: 4-10 Wochen

- Novaausbrüche entstehen auf WZ

- Zwergnovaausbrüche in/auf der Akkretionsscheibe

Zwergnovae

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.

Klassische Novae

zwei Typen: = f (Masse des ursprünglichen Sterns, der sich zum weißen Zwerg entwickelte)

a) Mursprünglich < 8 M : endet die Phase der nuklearen Energieerzeugung

mit dem Heliumbrennen,

b) Mursprünglich > 8 M : auch Kohlenstoffbrennen

Pimär

Primär

resultierenden Novae unterscheiden sich durch:

a) Verteilungen schwerer Elemente

b) aufgrund der verschiedenen Massen der Primärkomponenten,

durch die Periodendauer und »Heftigkeit« der Ausbrüche

mit MWZ steigt auch Tmax verschiedene Elementproduktionsprozesse

schwerer WZ benötigt weniger akkretierte Materie

(und damit weniger Zeit) für Ausbruch

massearmere Nova-Version:

beobachteten Überhäufigkeiten O & C CO-Nova

massereichere Version:

Überproduktion von vor allem O, Ne, und Mg ONeMg-Novae

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 von vor allem O, Ne, und Mg ONeMg-Novae

Klassische Novae

beim thermonuklearen Runaway: T ≈ 10 8 K Nukleosynthese über CNO-Zyklen (massearm), sowie auch NeNa- und MgAl-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 13C, 15O, 17N im Universum bei

Häufigkeit: ≈ 35 (klassische) Novae pro Jahr in Galaxis (große Häufigkeit der CV + kurze Zeitabstände)

gesamter Materieausstoß in Galaxis: 3-10 M/yr

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)

Die Einstufung als RN (nach Webbink et al.):Es müssen zwei oder mehr Ausbrüche mit maximal erreichten absoluten Helligkeiten vergleichbar mit denen von klassischen Novae (M < –5,5M) beobachtet worden sein. Ausstoß einer diskreten Schale mit Expansionsgeschwindigkeiten v > 300 km/s.

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 < –5.5mag) beobachtet worden sein

2) Ausstoß einer diskreten Schale mit Expansions- geschwindigkeiten v > 300 km/s

Lichtkurve von SS CygΔ T = 50 Tage nach Beobachtungen von P.Enskonatus, A.Holbe, G.Krisch, M.Kuzmin, T.Lange, J.Neumann, D.Süßmann, F.Vohla

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

… hat hingegen Stern 2 hinreichend viel Masse verloren

schwacher SN-Ausbruch

Entstehung gebundenes NS-Paar

Paare aus NS & SL oder SL & SL = schwer beobachtbar

Paar NS + NS

http://en.wikipedia.org/wiki/PSR_J0737-3039

PSR B1913+16 entdeckt 1974 von Taylor and Hulse 1993 Nobel Prize in Physics Pulsar and NS

PSR J0737-3039 entdeckt 2003 von einem an international team of scientists from the UK, Australia, Italy and the USA Pulsar + Pulsar

= Testlabor für die Graviationstheorie

Doppelpulsare

23-millisecond pulsar PSR J0737-3039A 2.8-second pulsar PSR J0737-3039B

Umlaufperiode: 2.4 h

Genauester Test der Gravitationswellentheorie: der Durchmesser der Umlaufbahn veringert sich 7mm pro Tag !Coalesce in about 85 million years

PSR J0737-3039A,B

The supernova remnant G11.2-0.3 in which the double pulsar lies.

http://en.wikipedia.org/wiki/PSR_J0737-3039

RX J0806.3+1527 Animation: Doppel Weißer Zwerg

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap050601.html

Die Röntgenquelle Cyg X1 beherbergt ein Schwarzes Loch von mindestens 16 M.

Die Röntgenquelle LMC X3 in der Großen Magellanschen Wolke. Das kompakte Begleitobjekt dieses Systems hat mindestens 9 M und ist deshalb wahrscheinlich ein Schwarzes Loch.

Sterne und Weltraum 36 [2/1997], S. 132-135

Bekannte Vertreter:

der RS CVn Veränderlichen)

1) erst: Phase mit großen Massenstrom durch L1 in relativ

2) folgend: Phase mit Phase mit langsameren Gasstrom (≈ tn)

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“

Modellvorstellung: - kein vorhandenes Teleskop löst diese Systeme auf - passt aber gut zu beobachtbaren Spektren

Sekundärstern (HR-Stern o. Roter Riese)

Heißer Fleck Gasstrom

Primärstern (Weißer Zwerg)

The white dwarf captures matter lost through the inner Lagrange point of the secondary. To conserve angular momentum, this material does not accrete directly onto the white dwarf, but forms an accretion disk around the compact star.

As it losses angular momentum, the material in the disk slowly drifts inward and accretes onto the surface of the white dwarf.

An envelope or "ocean" of hydrogen-rich material builds up on the white dwarf surface. The intense heat and pressure at the base of this envelope eventually leads to a thermonuclear explosion as hydrogen is burned to helium. The explosion blows off the outer layers of the envelope.

Glosar

RX J0806.3+1527 Animations http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap050601.html

http://www.astro-udec.cl/jose/astro.jpg

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