Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

sion nur wenig oder mäßig stark ausgeprägt ist
(Abb. 4).
Abbildung 4: Dynamische Spektren der He-I-Linien bei 6678 Å
(links) und 5876 Å (rechts). Beide Linien enthalten eine starke
Emissionskomponente mit nur einer Emissionsspitze. Da die
Emission in der He-I-Linie bei 5876 Å aber deutlich weniger
ausgeprägt ist, zeigt sich in ihrem Kernbereich eine knotige Absorptionsstruktur.
Die phasengekoppelte Variabilität der Äquivalentbreiten
ergibt sich daraus, dass bei optisch dicken
Linien nur die Randflächen des ionisierten Scheibensektors
strahlen und nicht das gesamte Volumen.
Wenn der Sektor vom Beobachter weggerichtet
ist, wird nur der Teil der Strahlung sichtbar, der
von seiner Oberfläche ausgesandt wird. Zeigt der
Sektor hingegen zum Beobachter hin, wird neben
der Strahlung von der Oberfläche auch die Strahlung
vom Rand des Scheibensektors sichtbar. Da
die beim Beobachter ankommende Strahlungsmenge
folglich von der Phase des Bahnumlaufs abhängt,
muss die gemessene Äquivalentbreite ebenfalls
mit der Phase variieren. Damit diese Variabilität
jedoch sichtbar werden kann, darf die Inklination
eines Be-Sterns wie im Falle von 59 Cygni nicht
zu groß sein. Sonst würde man nämlich ausgedehnte
Shell-Phasen beobachten.
3. Be-Doppelsterne mit entwickelten Begleitern
Die phasengekoppelten Linienprofilvariationen, die
im Spektrum von 59 Cygni gefunden wurden, lassen
sich auch für den Be+sdO-Doppelstern Φ Persei
und für HR2142 nachweisen. Zwar ist schon lange
bekannt, dass HR2142 ebenfalls ein Be-
Doppelstern ist, sein Begleiter konnte bisher aber
noch nicht identifiziert werden (Peters, 1983). Die
Inklination von Φ Persei ist mit mindestens 80° sehr
hoch. Der Be-Stern ist daher fast genau von der Seite
zu sehen. In seinem Spektrum zeigen sich deshalb
immer dann ausgedehnte Shell-Phasen, wenn
der durch den sdO-Begleiter ionisierte Scheibensektor
vom Beobachter aus gesehen genau vor dem Be-
Stern steht. In diesem Fall erhöht sich die Absorption
in der Sichtlinie zum Beobachter. Auch im
Spektrum von HR2142 treten ausgedehnte Shell-
Phasen auf. Aufgrund der großen Ähnlichkeit mit
51
59 Cygni und Φ Persei kann HR2142 als weiterer
Be+sdO-Doppelstern identifiziert werden. Die charakteristischen
Strukturen, die bei 59 Cygni beobachtet
und die auch in den Spektren von Φ Persei
und HR2142 nachgewiesen wurden, werden daher
als Indikatoren für Be-Doppelsterne mit heißen,
kompakten Begleitern (Heliumsterne oder Weiße
Zwerge) betrachtet. Sie können die Suche nach weiteren
Be+sdO- bzw. Be+WD-Doppelsternsystemen
und deren Identifikation erleichtern.
4. Zusammenfassung
59 Cygni ist ein weiterer Be+sdO-Doppelstern.
Sein heißer, kompakter Begleiter wurde durch eine
Helium-II-Linie direkt nachgewiesen. Die beobachtete
phasengekoppelte Emissionsvariabilität wird
durch das Sektormodell von Štefl et al. (2000) vollständig
erklärt. Da die phasengekoppelte spektrale
Variabilität von HR2142 der von 59 Cygni und Φ
Persei sehr stark ähnelt, handelt es sich bei HR2142
mit größter Wahrscheinlichkeit auch um ein
Be+sdO-Doppelsternsystem. Durch Vergleich der
drei Sterne wurden charakteristische Strukturen identifiziert,
die für Be-Doppelsterne mit heißen,
kompakten Begleitern (Heliumsterne oder Weiße
Zwerge) typisch sind:
1.) Absorptions- oder Emissionslinien von Helium
II (direkter Nachweis)
2.) Emissionskomponente mit nur einer Emissionsspitze
3.) Phasengekoppelte V/R-Variation der Emissionslinien
4.) Knotige Struktur der Absorptionslinien
5.) Phasengekoppelte Variabilität der Äquivalentbreiten
optisch dicker Linien
6.) Ausgedehnte Shell-Phasen
Sie lassen sich als Indikatoren bei der Suche nach
weiteren Be+sdO- bzw. Be+WD- Doppelsternsystemen
einsetzen. Die Identifikation von mittlerweile
drei Be+sdO-Doppelsternen, Φ Persei, 59 Cyg und
HR2142, bestätigen die Annahme, dass ein Teil der
Be-Sterne durch Massen- und Drehimpulsübertrag
in engen Doppelsternsystemen entstanden ist.
Literatur
Chauville, J., Zorec, J., Ballereau, D., Morrell, N.,
Cidale, L. und Garcia, A., 2001, Astronomy &
Astrophysics, Ausgabe 378, S. 861