Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

59 Cygni – Ein zweiter Be-Doppelstern mit heißem, kompaktem
Begleiter
Monika Maintz
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte, Königstuhl, 69117
Heidelberg, www.lsw.uni-heidelberg.de
1. Einführung
B-Emissionslinien-Sterne oder kurz Be-Sterne sind
Sterne vom Spektraltyp B, die den Leuchtkraftklassen
III, IV oder V angehören und in deren Spektrum
mindestens eine Wasserstoff-Linie in Emission
zu sehen ist oder früher zu sehen war. Etwa 10 bis
20 % aller B-Sterne der Milchstraße gehören zu
dieser Gruppe. Die Emissionslinien entstehen in einer
Gasscheibe, die den Be-Stern umgibt und die
durch seine UV-Strahlung zum Leuchten angeregt
wird. Be-Sterne rotieren extrem schnell. Ihre Rotationsgeschwindigkeiten
liegen bei mindestens 70 %
des Geschwindigkeitslimits, an dem sie aufgrund
der Fliehkraft zerreißen würden. Noch ist nicht eindeutig
geklärt, wie Be-Sterne entstehen und warum
sie so schnell rotieren.
Modellrechnungen für mittelschwere Sterne in engen
Doppelsternsystemen zeigen, dass Masse und
Drehimpuls von der Primär- auf die Sekundärkomponente
überfließt, wenn diese sich zum Riesen
entwickelt hat und ihre Roche-Grenze ausfüllt. Der
Begleiter wird dadurch „aufgedreht“ und kann seine
Rotationsgeschwindigkeit deutlich erhöhen. Die ursprüngliche
Sekundärkomponente kann sich so zu
einem schnell rotierenden Be-Stern entwickeln und
zur neuen Primärkomponente des Doppelsternsystems
werden.
Etwa 5 bis 20 % (Van Bever & Vanbeveren, 1997)
oder bis zu 50 % (Pols et al., 1991) aller Be-Sterne
könnten auf diese Weise entstanden sein. Be-
Doppelsterne wären demzufolge entwickelte enge
Doppelsternsysteme, in denen der Massenübertrag
bereits abgeschlossen ist. Der ursprüngliche Primärstern,
der nun zum Begleiter geworden ist,
müsste eines von drei möglichen Endstadien erreicht
haben und entweder ein Heliumstern (O-
Unterzwerg; engl.: subdwarf O, kurz sdO), ein
Weißer Zwerg (engl.: white dwarf, kurz WD) oder
ein Neutronenstern sein. Be-Doppelsterne, die als
Sekundärkomponente einen Neutronenstern enthalten,
bilden Be-Röntgendoppelsterne (engl.: Be/X-
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ray binaries). Die meisten Be-Doppelsterne sollten
Modellrechnungen zufolge einen Heliumstern
(Be+sdO) oder einen Weißen Zwerg (Be+WD) enthalten
(Tab. 1). Bisher waren aber nur ein Be+sdO-
Doppelstern, Φ Persei (Poeckert, 1979; Štefl et al.,
2000), kein einziger Be+WD-Doppelstern, aber etliche
Be-Röntgendoppelsterne (Be/X-ray) bekannt.
Dieses Missverhältnis lässt sich dadurch erklären,
dass Be+sdO- bzw. Be+WD-Doppelsterne wegen
der geringen Masse ihrer heißen, kompakten Begleiter
nur schwer zu finden sind und bisher wohl
einfach übersehen wurden. Be-
Röntgendoppelsterne verraten sich dagegen durch
ihre Röntgenstrahlung und sind selbst in großen
Entfernungen aufzuspüren. Auch Be+WD-
Doppelsterne sollten bestimmte Röntgenstrahlen
aussenden und sich dadurch von Be+sdO-
Doppelsternen unterscheiden.
Im Folgenden wird gezeigt, dass 59 Cygni (Tarasov
& Tuominen, 1987; Rivinius & Štefl, 2000; Harmanec
et al., 2002) ein weiterer Be+sdO-
Doppelstern ist und dass sich in seinem Spektrum
kurzperiodische Linienprofilvariationen nachweisen
lassen, mit deren Hilfe man andere Be+sdO- bzw.
Be+WD-Doppelsterne leichter identifizieren kann
(Maintz, 2003).
2. Der Be+sdO-Doppelstern 59 Cygni
Für die Untersuchung von 59 Cygni (HD 200120,
HR 8047; B1Ve, Slettebak, 1982; B1,5Vne, Chauville
et al., 2001) standen über einhundert Spektren
zur Verfügung, die im Zeitraum von 1990 bis 2002
aufgenommen wurden und zum größten Teil einen
Spektralbereich von 3800 bis 8600 Ångström umfassen.
Da der Be-Stern mit 450 km/s (Harmanec et
al., 2002) extrem schnell rotiert, sind seine Absorptionslinien
sehr breit und häufig ineinander verschmiert.
Außerdem ist die Emission im gesamten
Spektrum so stark, dass fast alle Absorptionslinien
zumindest eine geringe Emissionskomponente aufweisen.