Podcasts about doppelsternen

Doppelsterne gehören zu den am häufigsten gebildeten Objekten im Sternentstehungsprozess. Dennoch ist der Einfluss von stellaren Begleitern auf die Entwicklung zirkumstellarer Scheiben, dem Geburtsort der Planeten, bisher wenig verstanden. Die vorliegende Arbeit beschreibt und diskutiert Nahinfrarotbeobachtungen von 52 stellaren Vielfachsystemen mit projizierten Abständen von 25 bis 1000 Astronomischen Einheiten (AE) in den Sternentstehungsregionen des Orion Nebula Cluster und Chamaeleon I. Damit handelt es sich um die größten homogenen Studien protoplanetarer Scheiben in T Tauri-Doppelsternen in diesen beiden Regionen und um eine der umfangreichsten Untersuchungen dieser Art bisher. Die aufgenommenen Beobachtungsdaten erlauben die Bestimmung von individuellen stellaren (z.B. Effektivtemperatur, Leuchtkraft, Alter, Masse) und Systemparametern (Abstand der Komponenten, Massenverhältnis). Zusätzlich dient die Detektion von Brackett-gamma-Emission als Anzeichen für aktive Akkretion während zirkumstellarer Staub in der inneren Scheibe mittels Nahinfrarotfarbexzess nachgewiesen wird. Die Ergebnisse zeigen, dass der Anteil an Doppelsternkomponenten mit intakter Akkretionsscheibe signifikant geringer ist als der von Einzelsternen vergleichbarer Masse in beiden Regionen. In engen Systemen mit weniger als 100 AE projiziertem Abstand ist die Akkretionsscheibenhäufigkeit auf etwa die Hälfte des Einzelsternwertes reduziert. Heißer Staub in der inneren Scheibe ist in engen Doppelsystemen 100 AE identisch zu der von Einzelsternen. Die gemessenen Massenakkretionsraten in Doppelsternkomponenten erweisen sich als ununterscheidbar von denen in Einzel- und Doppelsystemen anderer Sternentstehungsregionen. Die gesammelten Daten lassen folgende Schlüsse zu: (a) Die Komponenten von Doppelsternen enstehen vorrangig gleichzeitig, was gegen Einfang ursprünglich isolierter Komponenten als hauptsächlichen Doppelsternenstehungsmechanismus spricht. (b) Scheiben in Doppelsternen enger als ~100 AE entwickeln sich, und verschwinden, schneller als Einzelsternscheiben. (c) Im Gegensatz zur Scheibenentwicklung in Einzelsternen ist die Lebenszeit einer Scheibe um die masseärmere Komponente eines Doppelsterns kürzer als die um den Primärstern. (d) Während die Lebenszeit einer Scheibe durch ihren äußeren Durchmesser (also indirekt durch den Doppelsternabstand) bestimmt wird, sind die Massenakkretionsraten universell. Dies ist ein Hinweis auf eine Entkopplung der Entwicklung der inneren und äußeren Scheibe. (e) Die Parallelen in der Häufigkeit von Scheiben um Komponenten von Doppelsternen und der Detektion von Planeten in vergleichbaren Systemen legt einen schnellen Planetenenstehungsprozess für massereiche (>1 M_Jup) Gasplaneten nahe (z.B. "disk fragmentation") und einen langsameren Prozess (z.B. "core accretion") für masseärmere Planeten.

Gegenstand der vorliegenden Arbeit war die Entwicklung und Analyse einer neuartigen abbildenden Optik mit dem Ziel, das räumliche Auflösungsvermögen im Röntgenband zwischen 1 keV und 20 keV auf wenigstens 1 mas zu verbessern. Aufgrund ihrer hohen Toleranz gegenüber Fertigungsfehlern besitzen transmissive Linsen das prinzipielle Potential zur beugungsbegrenzten Abbildung. Je nach Ausführung dürfen Abweichungen von mehreren 100 – 1000 nm gegenüber der idealen Formgebung auftreten. Im Gegensatz zur absorptionsbehafteten, massiven Version weist die diffraktive, profiloptimierte Fresnel-Linse auch in höheren Ordnungen eine Beugungseffizienz zwischen 40% und 100% auf. Der Kontamination der Bildebene durch Streustrahlung benachbarter Ordnungen ist ggf. durch eine ausreichende Zentralobstruktion zu begegnen, deren Radius dem doppelten Detektor-Halbmesser entspricht. Strahlenoptische Berechnungen weisen diffraktive Linsen als vergleichsweise tolerant gegenüber Aberrationen sphärischen wie winkelabhängigen Ursprungs aus. Typische Öffnungsverhältnisse f von (10^4 – 10^5) erlauben Verkippungen von bis zu 1°. Die Lichtstärke, definiert als Produkt von effektiver Sammelfläche und Bandpass, skaliert für Fresnel-Linsen ausschließlich linear mit der Brennweite, bleibt allerdings selbst für Fokaldistanzen von wenigen 100 km auf wenige cm^2 keV beschränkt. Mit der segmentierten Apertur lässt sich jedoch die Lichtstärke erhöhen, ohne das Prinzip der beugungsbegrenzten Abbildung und den klassischen Einzelfokus aufzugeben. Bei einer Ortsauflösung von 1 mm erreichen derlei inkohärent operierende Objektive eine Lichtstärke von über 1000 cm^2 keV. Unter Einsatz eines dem diffraktiven Bandpass adäquaten Kristallspektrographen bedarf es dazu tendenziell großer Radien von rund 10 m und typischer Brennweiten im Bereich einiger 100 km. Ferner wurden im Rahmen dieser Arbeit mutmaßlich erstmals Multiband-Objektive zur wissenschaftlich vorteilhaften Simultanfokussierung von bis zu drei Energiebändern implementiert. Bestehend aus Partial-Linsen unterschiedlicher Gitterfrequenz, erweisen sie sich der Monoband-Ausführung als bzgl. Auflösung, Brennweite und Lichtstärke prinzipiell ebenbürtig. Die Dispersionskorrektur mittels eines additiven refraktiven Linsenprofils erweitert den spektralen Bandpass auf dem Detektor direkt zugängliche 100 eV oder mehr. Mit der Absorption geht eine reduzierte Sammelfläche für kompakte Hybridlinsen einher. Trotzdem resultiert unter Beibehalt der Winkelauflösung für Materialien wie Li oder Be jenseits weniger keV eine gegenüber dem diffraktiven Analogon verbesserte Lichtstärke. Optimiert bzgl. Material und Energie, steigern derartige Achromaten die Nachweisempfindlichkeit um das bis zu 40-fache – entsprechend einer Lichtstärke von rund 100 cm^2 keV bei Brennweiten von 100 km oder mehr. Wiederum segmentiert, wirkt sich die Absorption vergleichsweise geringfügig auf die Winkelauflösung aus, die Sensitivität des dispersionskorrigierten Objektivs steigt gegenüber der diffraktiven Version unter sonst gleichen Bedingungen jetzt um bis zu zwei Größenordnungen. Bei gegebener Ortsauflösung von 0.75 mm ergeben sich für Li oberhalb von 6 keV und Be jenseits von 8 keV optimierte Lichtstärken zwischen 10^3 und 10^4 cm^2 keV, vergleichbar jenen der gegenwärtig aktiven Observatorien Chandra und XMM-Newton. Die Winkelschärfe skaliert invers mit der Fokaldistanz, für höchstens 1 mas ergeben sich Brennweiten von rund 100 – 1000 km. Plankonvexe Profile werden den zumeist kleinen Krümmungsradien der refraktiven Komponente hinsichtlich ihrer Aberrationen dritten Grades im allgemeinen nicht gerecht. Hingegen reduziert das aplanatische, nahezu bikonvexe Profil sowohl sphärische als auch winkelabhängige Bildfehler auf ihre diffraktiven Beiträge und legt daher im segmentierten Hybrid-Achromaten die Konstruktion symmetrischer, prismen-ähnlicher Bausteine nahe. Die mit der kohärenten Profilreduktion einhergehende Interferenz erfordert den Einsatz abbildender Spektrographen mit einer Auflösung nahe 1 eV. Vor allem optisch schwache Materialien wie z.B. Polycarbonat (C16H14O3) profitieren von der erhöhten Transparenz bei konstanter Orts- und Winkelauflösung; im Energieintervall zwischen 9 keV und 12 keV optimierte Beispielkonfigurationen liefern eine Lichtstärke von wenigstens rund 1000 cm^2 keV. Modelle aus Li und Be erreichen oberhalb von 4 keV bzw. 7 keV eine ähnliche Leistungsfähigkeit. Multiband-Hybridsysteme gestatten anders als diffraktiv simultan fokussierende Objektive die Detektion mittels konventioneller CCD. Die aus Li und Be bestehenden Konfigurationen bilden jeweils zwei Energiebänder gleichzeitig ab und erweisen sich bei einer Ortsauflösung im Sub-mm-Bereich sowie Brennweiten von wenigen 100 km als eine hinsichtlich ihrer Gesamt-Lichtstärke konkurrenzfähige Alternative zum Monoband-Teleskop: Man erhält im Idealfall 4000 cm^2 keV bis 7000 cm2 keV. Dialytische Modell-Teleskope, deren refraktive Komponente von der diffraktiven räumlich separiert ist, bieten zum einen die Option einer über mehrere keV durchstimmbaren, dispersionskorrigierten Optik. Unter Variation des Linsenabstandes ergibt sich ein nutzbares Energieintervall zwischen 6 keV und 14 keV. Die Lichtstärke nimmt dabei von 1000 cm^2 keV in zweiter bis auf 4000 cm^2 keV in dritter Dispersionsordnung zu. Kompakte Dialyten mit Durchmessern von 1 m besitzen das Potential zu einer Winkelauflösung von wenigen 10 Mikrobogensekunden sowie einer Lichtstärke von mehreren 1000 cm^2 keV. Der spektrale Bandpass solcher Modelle beträgt rund 1 keV oder mehr. Abschätzungen zum Signal-Rausch-Verhältnis zeigen, dass bei ausreichender Abschirmung des Detektors und moderatem Quellfluss mit einer signal- oder photonenlimitierten Beobachtungssituation zu rechnen ist. Dies gilt angesichts des diskreten Röntgen-Hintergrundes weitgehend auch dann, wenn mehrere Teleskope parallel geschaltet werden. Ergänzende Betrachtungen zu potentiellen astronomischen Beobachtungsobjekten zeigen, dass Koronae benachbarter Sterne, Jets von Röntgen-Doppelsternen und aktiven Galaxienkernen, Supernova-Überreste bzgl. ihrer Ausdehnung einer Auflösung von 1 mas genügen. Von großem Interesse dürften im Hinblick auf künftige Gravitationswellen-Experimente ferner Betrachtungen verschmelzender, supermassiver Schwarzer Löcher sein.

Zusammenfassung O ene Sternhaufen stellen als Gruppen von Sternen gleichen Alters und aufgrund ihres Ursprungs gleicher chemischer Zusammensetzung ein einzigartiges Labor zum Test von Sternentwicklungsmodellen dar. Diese Arbeit beschaftigt sich dabei mit dem o enen Sternhaufen Melotte 111 und den Pleiaden. Um Beobachtung und Modell vergleichen zu konnen, ist es dabei notwendig die stellaren Parameter E ektivtemperatur, Gravitationsbeschleunigung, Metallizitat und Mikroturbulenz mit gro tmoglicher Prazision fur Sterne im gesamten in o enen Haufen vorkommenden Parameterbereich zu messen. Um diesem Anspruch gerecht zu werden wird im Rahmen dieser Arbeit das Opacity Sampling Modellatmospharenprogramm MAFAGS-OS eingefuhrt. Auf einer Datenbasis von mehr als 20 Millionen gebunden-gebunden Ubergangen von Elementen der Ionisationsstufen I, II und III sowie 11 diatomischen Molekulen basierend werden Methoden der Linienauswahl, sowie ein geeignetes Stutzstellengitter fur Sterne der Spektraltypen A, F und G fur Entwicklungsstadien von der Hauptreihe bis zum Turno und Sterne verschiedener Metallizitat untersucht und festgelegt. MAFAGS-OS erweist sich im Vergleich mit der solaren Flussverteilung und den " Farben der Sonne\als herkommlichen Opacity Distribution Function (ODF) Modellen uberlegen. Das sogenannte Problem der missing ultraviolet opacity verschwindet in der Sonne dabei fast zur Ganze.1 Bezuglich der Sonne bleiben allerdings die von herkommlichen Modellen bekannten De zite in d