Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

vorhergesagt beob.
Be + Heliumstern (Be+sdO) 20%¹; > 80%² 1 → Φ Persei
Be + Weißer Zwerg (Be+WD) 70%¹; < 20%² 0
Be + Neutronenstern (Be/X-ray) 10%¹, wenige %² 64
Tabelle 1: Anteil der Be-Doppelsterne mit sdO-Begleiter, Weißem Zwerg oder Neutronenstern aufgrund von
Modellrechnungen im Vergleich zur Beobachtung (¹: Van Bever und Vanbeveren, 1997; ²: Pols et al., 1991).
2.1 Bahnperiode P
Abbildung 1: Dynamisches Spektrum der He-I-Linie bei 4471 Å (links) und der He-II-Linie bei 4686 Å (rechts).
Die Umlaufperiode des Doppelsternsystems wurde
mit Hilfe der Helium-I-Absorptionslinie (neutrales
Helium) bei 4471 Ångström ermittelt. Sie beträgt P
= 28,192 ±0,004 Tage. Auch diese Linie ist nicht
völlig emissionsfrei. Die Emissionskomponente ist
allerdings sehr klein und tritt nur bei bestimmten
Phasen im Kernbereich der Absorptionslinie in Erscheinung.
Für die Messung der Radialgeschwindigkeiten,
mit denen die Bestimmung der Bahnperiode
erfolgte, wurden jedoch die Linienflügel verwendet.
Aufgrund dieser Periode wurden für verschiedene
Spektrallinien dynamische Spektren erstellt, die
auch sehr kleine zeitliche Veränderungen in den Linienprofilen
deutlich hervortreten lassen (Abb. 1).
Dafür wurde die Umlaufperiode in gleiche „Phasenabschnitte“
unterteilt. Die Spektren wurden gemäß
ihrer Phase in die entsprechenden Bereiche
einsortiert und dann pro Phasenabschnitt gemittelt.
Die resultierenden Linienprofile wurden in ein
zweidimensionales Diagramm eingetragen, wobei
die Phase in Richtung der Y-Achse zunimmt. Auf
der X-Achse sind die in Radialgeschwindigkeiten
umgerechneten Wellenlängen aufgetragen. Die Geschwindigkeit
v = 0 entspricht der Ruhewellenlänge
der Spektrallinie. Die Intensität der Linienprofile ist
farblich kodiert. Als Ergebnis erhält man eine detaillierte
Darstellung des zeitlichen Verhaltens einer
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Spektrallinie über die gesamte Phase hinweg bzw.
während eines vollständigen Bahnumlaufs. In Abb.
1, links, ist das dynamische Spektrum der Helium-
I-Linie bei 4471 Ångström zu sehen. Der Verlauf
des dunkel eingefärbten Kernbereichs dieser Absorptionslinie
spiegelt die Doppler-Bewegung des
Be-Primärsterns wider.
2.2 Direkter Nachweis des heißen kompakten
Begleiters
Durch eine Helium-II-Linie (einfach ionisiertes Helium)
bei 4686 Ångström gelang es, die Sekundärkomponente
von 59 Cygni direkt nachzuweisen.
Das dynamische Spektrum im Bereich dieser Linie
zeigt eine schwache Absorptionslinie (Abb. 1,
rechts), die sich gegenläufig zur photosphärischen
Helium-I-Linie des Be-Sterns bei 4471 Ångström
bewegt (Abb. 1, links). Daher muss es sich bei der
Helium-II-Linie um eine photosphärische Linie des
Begleiters handeln. Da derartige Linien aber nur in
Spektren von O- bis B0-Sternen zu finden sind und
von 59 Cygni keine Röntgenstrahlung ausgeht,
muss der Sekundärstern ein Heliumstern (sdO) sein.
Damit ist 59 Cygni nach Φ Persei der zweite Be-
Doppelstern, der eindeutig als Be+sdO-Doppelstern
identifiziert wurde.