Post on 05-Apr-2015
WeltraumteleskopeWeltraumteleskope
Kepler (NASA)
Start 2009
0.95m-Spiegel
95 Megapixel Camera
→ Gesichtsfeld:
12 x 12 Grad
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Kepler
>3.5 Jahre Lichtkurven
von 150000 selektierten
Objekten
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Orbit um die Sonne
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(Ostensen et al. 2010)
(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
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
Sinusoidale Variation mit halber Orbitalperiode
→ Ellipsoidalverformung
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
Probleme mit dem Modell
→ Bedeckungen zu tief
→ Ellipsoidalvariation ist assymmetrisch
MicrolensingMicrolensing
(NASA)
MicrolensingMicrolensing
(DLR)
MicrolensingMicrolensing
(OGLE)
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
Microlensing ist nachweisbar
→ Bedeckung weniger tief
→ Anti-transits bei Bedeckungen durch Neutronensterne oder Schwarze Löcher!
Doppler-BeamingDoppler-Beaming
(Wikipedia)
Doppler-BeamingDoppler-Beaming
(Wikipedia)
Doppler-BeamingDoppler-Beaming
,0 1v
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
Doppler-BeamingDoppler-Beaming
,0 1v
F F Bc
Bei engen einzel-linigen Doppelsternen:
→ Sinusförmige Variation mit Orbitalperiode
→ Amplitude proportional zur Radialgeschwindigkeit
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
1
max
164 kms , 1.3
2 0.001 0.1%
K B
KF B
c
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
Doppler-Beaming ist signifikant!
(Bloemen et al. 2011)
Die Lichtkurve von KPD Die Lichtkurve von KPD 1946+43401946+4340
Messung des Orbits ohne Spektren möglich!
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!
O-C-MethodeO-C-Methode
(HW Vir, Lee et al. 2009)
HW Vir
O-C-MethodeO-C-Methode
(HW Vir, Lee et al. 2009)
Quadratischer
Term:
Orbitperiode
ändert sich um
-10-8 d/yr
O-C-MethodeO-C-Methode
(HW Vir, Lee et al. 2009)
Periodische
Variation
P = 15.8 yr
O-C-MethodeO-C-Methode
(HW Vir, Lee et al. 2009)
Planet/Brauner
Zwerg
M = 19 MJup
O-C-MethodeO-C-Methode
(HW Vir, Lee et al. 2009)
Periodische
Variation
P = 9.1 yr
O-C-MethodeO-C-Methode
(HW Vir, Lee et al. 2009)
Planet
M = 8 MJup