Deutsche Übersetzung des Titels: Be-Doppelsterne mit heißen, kompakten Begleitern

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Abstract

In this study the importance of close binary evolution for Be star formation was investigated. The Be star 59 Cygni was confirmed to be an evolved binary with a sdO companion. The companion was confirmed by a weak helium II absorption. Orbital elements and stellar masses were determined. In the spectrum of 59 Cygni, characteristic features were identified. These are a single-peaked emission component, a phase-locked V/R variability, and a "knotty" structure of the absorption lines. According to Stefl et al. (2000), these features are caused by a hot, compact companion (sdO or WD) that photoionizes a sector of the disc of the Be star. Assuming this model and a code of Hummel and Stefl (2001) the emission variability of 59 Cygni was successfully reproduced. The features, observed in the spectrum of 59 Cygni, were confirmed for the Be+sdO binary phi Persei and for HR2142, too. Hence, these features were taken as indicators for Be binaries with hot, compact companions. HR2142 was confirmed to be a Be+sdO binary. The spectral variability of further candidates was examined. It was suggested that FY CMa is a Be+sdO binary and that kappa Draconis is a Be+WD binary. The assumption that a fraction of the Be stars formed by mass and angular momentum transfer in close binary systems was confirmed.

Übersetzung des Abstracts (Deutsch)

In dieser Arbeit wurde untersucht, welche Bedeutung die Entwicklung enger Doppelsternsysteme für die Entstehung der Be-Sterne hat. Es wurde nachgewiesen, daß der Be-Stern 59 Cygni ein entwickelter Doppelstern ist, der einen sdO-Begleiter hat. Der Begleiter wurde durch eine schwache Helium II-Absorption nachgewiesen. Die Bahnelemente und die Sternmassen wurden bestimmt. Im Spektrum von 59 Cygni wurden charakteristische Strukturen identifiziert. Dies sind eine Emissionskomponente mit nur einem Emissionspeak, eine phasengekoppelte V/R-Variation und eine "knotige" Struktur der Absorptionslinien. Laut Stefl et al. (2000) werden diese Strukturen von einem heißen, kompakten Begleiter verursacht (sdO oder WD), der einen Sektor der Scheibe des Be-Sterns photoionisiert. Aufgrund dieses Modells und mit einem Programm von Hummel und Stefl (2001) wurde die Emissionsvariabilität von 59 Cygni erfolgreich reproduziert. Die Strukturen, die im Spektrum von 59 Cygni beobachtet wurden, wurden auch für den Be+sdO-Doppelstern phi Persei und für HR2142 nachgewiesen. Diese Strukturen wuden daher als Indikatoren für Be-Doppelsterne mit heißen, kompakten Begleitern betrachtet. Es wurde nachgewiesen, daß HR2142 ein Be+sdO-Doppelstern ist. Die spektrale Variabilität weiterer Kandidaten wurde untersucht. Es wurde vorgeschlagen, daß FY CMa ein Be+sdO-Doppelstern und daß kappa Draconis ein Be+WD-Doppelstern ist. Die Annahme, daß ein bestimmter Anteil der Be-Sterne durch Massen- und Drehimpulsübertrag in einem engen Doppelsternsystem entstanden ist, wurde bestätigt.