Constraining close binary evolution with post common envelope binaries [Elektronische Ressource] / Ada Nebot Gómez-Morán. Betreuer: Axel Schwope

Ada Nebot Gómez-Morán

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• Astronomie

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• Publié par: technische_universitat_berlin
• Publié le: 01 janvier 2011
• Nombre de lectures: 18
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 15 Mo

Extrait

Constraining close binary evolution with post
common envelope binaries
vorgelegt von
Diplom-Physiker
Ada Nebot Gomez-Mor´ an´
aus Oviedo, Spanien
Von der Fakultat¨ II – Mathematik und Naturwissenschaften
der Technischen Universitat¨ Berlin
zur Erlangung des akademischen Grades
Doktor der Naturwissenschaften
– Dr. rer. nat. –
genehmigte Dissertation
Promotionsausschuss:
Vorsitzender: Prof. Dr. M. Dahne¨
Berichter: PD Dr. A. D. Schwope Prof. Dr. H. Rauer
Tag der wissenschaftlichen Aussprache: 19.05.2010
Berlin 2011
D 83A mi familiaZusammenfassung
Doppelsterne die aus einem Weißen Zwerg und einem Hauptreihenstern bestehen (WDMS-
Systeme) sind ideal, um aus ihrer Beobachtung aktuelle Theorien der Doppelsternentwicklung
abzuleiten. In bislang verfugbaren¨ Stichproben sind alte Doppelsterne mit kalten Weißen Zw-
ergen deutlich unterreprasentiert.¨ Wir haben eine Durchmusterung durchgefuhrt,¨ die besonders
der Identifizierung und Charakterisierung dieser bislang fehlenden Systeme durch Farbselektion
und spektroskopische Identifikation gewidmet war. Die neue Stichprobe umfasst 277 gesicherte
WDMS-Systeme und 24 weitere Kandidaten mit unsicherer kompakter Komponente. Die kom-
binierten Spektren wurden in ihre Komponentenspektren zerlegt und die Sternparameter bes-
timmt. Die so gefundene Temperarturverteilung der Weißen Zwerge zeigt ein Maximum bei
deutlich niedrigeren Temperaturen als bislang verfugbare¨ Stichproben, ist jedoch vertraglich¨ mit
der Verteilung isolierter Weißer Zwergsterne. Ebenso zeigen die Massenverteilungen einzelner
Weißer Zwerge und der neuen WDMS-Stichprobe ein Maximum bei 0.6 Sonnenmassen. Im Ver-
gleich zu fruheren¨ enthalt¨ die neue Stichprobe einen deutlich hoheren¨ Anteil Sterne vom fruhen¨
Spektraltyp M, ist aber immer noch nicht vollstandig¨ unbiased. Es wird eine untere Grenze fur¨
4 3die Raumdichte abhangig¨ von der Entfernung von der galaktischen Ebene zu 0:1 2 10 pc
bestimmt. Die raumliche¨ Verteilung der neuen Objekte entspricht einer Skalenhohe¨ von
100 150 pc der galaktischen Scheibe.
Mit Hilfe einer Radialgeschwindigkeitsanalyse spektroskopischer Daten wurden enge Dop-
pelsterne identifiziert, die die Entwicklungsphase einer gemeinsamen Einhullenden¨ durchlaufen
haben. Ich bestimme eine sichere untere Grenze von 13% dieser sogenannten post common en-
velope binaries - PCEBs unter den WDMS-Systemen. Der Anteil der PCEBs nimmt deutlich
¨mit abnehmender Masse der Sekundarsterne¨ zu, insbesondere beim Ubergang zu vollkonvek-
tiven Begleitsternen. Diese Zunahme bestatigt¨ das bislang umstrittene Modell der unterbroch-
enen magnetischen Bremsung, wonach der Drehimpulsverlust bei vollkonvektiven Spattypster¨ -
nen deutlich reduziert werden sollte.
Aus spektroskopischen und photometrischen Folgebeobachtungen wurde die Bahnumlaufzeit
von 16 WDMS Doppelsternen im Bereich von P 2:8 Stunden bis zu 2 Tagen bestimmt undorb
die Umlaufzeiten aller ubrigen¨ PCEBs zumindest eingeschrankt.¨ Es wurden 7 Kandidaten mit
langen und 15 Kandidaten mit kurzen Umlaufzeit gefunden. Die beobachtete Verteilung der
Umlaufzeiten der PCEBs enthalt¨ wesentlich weniger langperiodische Systeme als durch Popula-
tionssynthese vorhergesagt wurde. Wahrscheinlich handelt es sich hier um einen Auswahleekt,
fur¨ Ruckschl¨ usse¨ auf die Eektivitat¨ der common-envelope Phase sind vollstandige¨ Stichproben
notwendig. Eines der neu gefundenen Systeme zeigt Bedeckungen des Weißen Zwerges durch
den Begleiter, dieses System wird in bezug auf die Sternparameter detailliert untersucht.
Es wird des weiteren der Einfluss der Doppelsternnatur auf die stellare Aktivitat¨ des Sekundar-¨
sterns studiert. Der Anteil aktiver Sterne steigt zu spaten¨ Spektraltypen an, im Einklang mit Un-
tersuchungen an Feldsternen. Der Anteil aktiver Sterne unter den fruhen¨ M-Sternen ist jedoch
signifikant hoher¨ als bei den Feldsternen, was auf eine charakteristisch hoheres¨ Alter der Feld-
sterne zuruckgef¨ uhrt¨ werden kann. Die Mehrzahl der PCEB-Systeme enthalt¨ aktive Sekundar-¨
¨sterne mit einer großeren¨ Aquivalentbreite der H-Linie als bei Feldsternen gefunden wird, eine
Tatsache, die zur Suche nach PCEBs unter WDMS-Systemen herangezogen werden kann.Abstract
White dwarf/main sequence binaries (WDMS) are ideal systems to constrain current theories
of binary star evolution. In current samples old binaries containing cold white dwarfs are sig-
nificantly underrepresented. We performed a survey dedicated to identify and characterize the
missing population of old white dwarf/main sequence binaries. A total of 277 white dwarf/main
sequence binaries and 24 candidates were identified. We obtain their stellar parameters using
a spectral decomposition method. The obtained white dwarf temperature distribution peaks at
lower temperatures than previous samples but at the same than the distribution of
SDSS single white dwarfs. Compared to previous SDSS WDMS sample, theution of
secondary star spectral types is slightly broader containing more early M companions, but the
SEGUE WDMS population is still biased towards late spectral type secondary stars. The white
dwarf mass distribution peaks at M 0:6M similar to that of single white dwarfs. A lowerwd
4 3limit for the space density of 0:1 2 10 pc was derived, depending on the distance from the
galactic plane. The spatial distribution is in agreement with a scale-height of 100 150 pc.
From a statistical analysis of the radial velocities measured from the SDSS sub-exposures and
from own spectroscopic follow-up observations we detect those binaries that have gone through
a common envelope phase. I derived a lower limit to the post-common envelope binary - PCEB
fraction of WDMS binaries of 13 %. The fraction of PCEBs increases with decreasing mass
of the secondary star, and has a steep increase at the boundary where the secondary star becomes
fully convective. This indicates that the angular momentum loss is less ecient at later spectral
types, and according to predictions of binary population synthesis studies, in agreement with the
disrupted magnetic braking law.
From spectroscopic and photometric follow-up observations we measured the orbital period
of 16 WDMS binaries, in the range 2:8h< P < 2d. We constrain further the periodsorb
of the remaining PCEBs, finding 7 long orbital period (> 1 day) candidates and 15 short orbital
period candidates (< 1 day). The observed orbital period distribution of PCEBs presents a sharp
drop around 1 day, even though it is biased towards short orbital periods this drop might indicate
a lower eciency of the CE phase than thought. One of the systems is eclipsing, and we present
an in-depth study of its stellar and binary parameters.
We study the influence of binarity in the stellar activity, finding that the fraction of active stars
increases with the spectral type, a result found for single field red dwarfs, though we find a higher
fraction at earlier types. This result can be explained by the lower age of the WDMS
compared with single stars of the same spectral type. The majority of the PCEBs contain active
secondaries, and at a given spectral type the EW(H) is higher than for wide WDMS binaries.Contents
1 Introduction 1
1.1 WDMS components and their individual evolution . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.1.1 The red dwarf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
Evolution of the red dwarf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.1.2 The white dwarf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
Evolution of the white dwarf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.2 Evolution of close binary stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.2.1 Common envelope phase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.2.2 Post common envelope binaries . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.2.3 Evolution into CVs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.2.4 Aim and layout of the thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2 White dwarf/main sequence binaries identified within SEGUE 12
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.2 White dwarf/main sequence binary color selection . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2.1 Expected WDMS ugriz colors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.2.2 The bias of the SDSSI sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.2.3 WDMS color selection within SEGUE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.2.4 Comparison of selection criteria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.3 The SEGUE white dwarf/main sequence binary sample . . . . . . . . . . . . . . 18
2.4 Stellar parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19