Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

Abbildung 2: Im dynamischen Spektrum der He-I-Linie bei 6678
Å (oben) erscheint die Emissionsspitze als weiße Schlangenlinie.
Wenn man die einzelnen Profile dieser Linie gemäß ihrer Phase
übereinander aufträgt, ist die V/R-Variation gut zu erkennen
(Mitte). Unten: Variabilität der Äquivalentbreiten von Hα im
Jahr 2000.
2.3 Charakteristische Strukturen im Spektrum
von 59 Cygni
59 Cygni zeigt eine charakteristische Emissionsvariabilität,
die an die Phase der Bahnperiode gekop-
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pelt ist, d.h. die Variationen der Linienprofile gehen
mit der Änderung der Phase einher. Diese Variabilität
wird durch eine zusätzliche Emissionskomponente
hervorgerufen, die sich im Spektrum des Be-
Doppelsterns auf folgende Weise bemerkbar macht:
1.) Emissionskomponente mit nur einer Emissionsspitze,
die während eines Bahnumlaufs
zwischen dem rot- und blauverschobenen
Teil des Linienprofils hin- und herwandert
(Abb. 2, oben)
2.) Phasengekoppelte V/R-Variation der Emissionslinien
(Abb. 2, Mitte)
3.) „Knotige Struktur“ der Absorptionslinien
(Abb. 1, links)
4.) Phasengekoppelte Variabilität der Äquivalentbreiten
optisch dicker Linien (Abb. 2,
unten)
Diese Variationen lassen sich vollständig durch das
Sektormodell von Štefl et al. (2000) erklären (Abb.
3).
Abbildung 3: Sektormodell: Oben: Modellgeometrie von 59
Cygni, von oben gesehen. Ein Teil der Scheibe (hellgraue Scheibenringe)
um den Be-Stern (dunkelgraue Punkte) ist ionisiert
(dunkelgraue Kalotten). Während eines Umlaufs wandert dieser
Scheibensektor einmal um den Be-Stern und emittiert zusätzliche
Strahlung. Diese erscheint als einfache Emissionsspitze und
wandert durch das gesamte Linienprofil (unten). Dargestellt sind
die Phasen 0,0; 0,25; 0,5 und 0,75. Die langen Pfeile (oben) geben
die Drehrichtung der Scheibe an, die kurzen Pfeile die Bewegungsrichtung
des Be-Sterns. Der Beobachter befindet sich
oberhalb des Bildes.
Demnach wird ein Teil der Gasscheibe, die den Be-
Stern umgibt, durch die UV-Strahlung eines heißen,
kompakten Begleiters (Heliumstern oder Weißer
Zwerg) ionisiert und so verstärkt zum Leuchten angeregt.
Dieser Bereich befindet sich stets auf der
dem Begleiter zugewandten Seite der Scheibe. Daher
bewegt er sich quasi mit dem Begleiter um den
Be-Stern herum. Dies gilt auch für die Zusatzemission,
die in dem ionisierten Scheibensektor entsteht.
Sie erscheint daher als Emissionskomponente mit
nur einer Emissionsspitze.
Die knotige Struktur der Absorptionslinien kommt
durch die Überlagerung von Emissionsspitze und
Absorptionsprofil zustande, wenn die Zusatzemis-