Be binary stars with hot, compact companions [Elektronische Ressource] / presented by Monika Maintz

Dissertationsubmitted to theCombined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematicsof the Ruperto Carola University of Heidelberg, Germanyfor the degree ofDoctor of Natural Sciencespresented byDiplom Physikerin Monika Maintzborn in SinsheimOral examination: December 17th, 2003Be binary stars withhot, compact companionsReferees: Prof. Dr. Immo AppenzellerProf. Dr. Wolfgang DuschlZUSAMMENFASSUNGBe-Doppelsterne mit hei en, kompakten BegleiternIn dieser Arbeit wurde untersucht, welche Bedeutung die Entwicklung enger Doppelstern-systeme f r die Entstehung der Be-Sterne hat. Es wurde nachgewiesen, da der Be-Stern59 Cyg ein entwickelter Doppelstern ist, der einen sdO-Begleiter hat. Der Begleiter wurdedurch eine schwache He II -Absorption nachgewiesen. Die Bahnelemente und die Sterm-nassen wurden bestimmt. Im Spektrum von 59 Cyg wurden charakteristische Strukturenidenti ziert. Dies sind eine Emissionskomponente mit nur einem Emissionspeak, eine pha-sengekoppelteV /R-Variation und eine knotige Struktur der Absorptionslinien. Laut te et al. (2000) werden diese Strukturen von einem hei en, kompakten Begleiter verursacht(sdO oder WD), der einen Sektor der Scheibe des Be-Sterns photoionisiert. Aufgrund diesesModells und mit einem Programm von Hummel & te (2001) wurde die Emissionsvaria-bilit t von 59 Cyg erfolgreich reproduziert.
Publié le : jeudi 1 janvier 2004
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Dissertation
submitted to the
Combined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematics
of the Ruperto Carola University of Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Sciences
presented by
Diplom Physikerin Monika Maintz
born in Sinsheim
Oral examination: December 17th, 2003Be binary stars with
hot, compact companions
Referees: Prof. Dr. Immo Appenzeller
Prof. Dr. Wolfgang DuschlZUSAMMENFASSUNG
Be-Doppelsterne mit hei en, kompakten Begleitern
In dieser Arbeit wurde untersucht, welche Bedeutung die Entwicklung enger Doppelstern-
systeme f r die Entstehung der Be-Sterne hat. Es wurde nachgewiesen, da der Be-Stern
59 Cyg ein entwickelter Doppelstern ist, der einen sdO-Begleiter hat. Der Begleiter wurde
durch eine schwache He II -Absorption nachgewiesen. Die Bahnelemente und die Sterm-
nassen wurden bestimmt. Im Spektrum von 59 Cyg wurden charakteristische Strukturen
identi ziert. Dies sind eine Emissionskomponente mit nur einem Emissionspeak, eine pha-
sengekoppelteV /R-Variation und eine knotige Struktur der Absorptionslinien. Laut te
et al. (2000) werden diese Strukturen von einem hei en, kompakten Begleiter verursacht
(sdO oder WD), der einen Sektor der Scheibe des Be-Sterns photoionisiert. Aufgrund dieses
Modells und mit einem Programm von Hummel & te (2001) wurde die Emissionsvaria-
bilit t von 59 Cyg erfolgreich reproduziert. Die Strukturen, die im Spektrum von 59 Cyg
beobachtet wurden, wurden auch f r den Be + sdO -Doppelstern Per und f r HR 2142
nachgewiesen. Diese Strukturen wuden daher als Indikatoren f r Be-Doppelsterne mit hei-
en, kompakten Begleitern betrachtet. Es wurde nachgewiesen, da HR 2142 ein Be + sdO -
Doppelstern ist. Die spektrale Variabilit t weiterer Kandidaten wurde untersucht. Es wurde
vorgeschlagen, da FY CMa ein Be + sdO -Doppelstern und da Dra ein Be + WD-Dop-
pelstern ist. Die Annahme, da ein bestimmter Anteil der Be-Sterne durch Massen- und
Drehimpuls bertrag in einem engen Doppelsternsystem entstanden ist, wurde best tigt.
SUMMARY
Be binary stars with hot, compact companions
In this study the importance of close binary evolution for Be star formation was investigated.
The Be star 59 Cyg was con rmed to be an evolved binary with a sdO companion. The com-
panion was con rmed by a weak He II absorption. Orbital elements and stellar masses were
determined. In the spectrum of 59 Cyg, characteristic features were identi ed. These are a
single-peaked emission component, a phase-locked V /R variability, and a knotty struc-
ture of the absorption lines. According to te 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 & te (2001), the emission variability
of 59 Cyg was successfully reproduced. The features, observed in the spectrum of 59 Cyg,
were con rmed for the Be + sdO binary Per and for HR 2142, too. Hence, these features
were taken as indicators for Be binaries with hot, compact companions. HR 2142 was con-
rmed 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 Dra 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 con rmed.CONTENTS
Contents
1 Introduction 1
1.1 Astrophysical context . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 Formation scenarios of Be stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.3 Model predictions for evolved Be binaries . . . . . . . . . . . . . 3
1.4 The Be + sdO binary Per . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.5 Candidates for Be binaries with sdO/ WD companions . . . . . . 5
1.6 Scienti c aim of this work . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2 Observations and data reduction 9
2.1 The HEROS spectrograph . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.2 Archived HEROS and FEROS data . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.3 Joint projects . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.4 HEROS data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.5 Additional spectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.5.1 NEON summer school 2001 . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.5.2 Reticon spectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.5.3 MUSICOS campaign 1998 . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.5.4 IUE data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3 59 Cyg, a second Be + sdO binary 19
3.1 The optical spectrum of 59 Cyg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
3.2 Radial velocities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.2.1 Fitting the line position with a Gaussian . . . . . . . . . . 24
3.2.2 Fourier disentangling of composite spectra . . . . . . . . 25
3.2.3 Cross-correlation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
3.3 Orbital period . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
3.4 He II 4686 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.5 Orbital parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3.6 Parameters of the binary components . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.7 Phase-locked emission variability . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.7.1 Knotty absorption structure . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
viiCONTENTS
3.7.2 Variable emission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.7.3 Phase-locked variability of the equivalent width . . . . . . 61
4 Modelling the phase-locked emission 65
4.1 Model-geometry of 59 Cyg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
4.2 Sector model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
4.3 Modelling and results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
5 Be binaries with evolved companions 73
5.1 Per . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
5.2 HR 2142 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
5.3 Characteristic features due to a hot companion . . . . . . . . . . . 80
5.3.1 He II 4686 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
5.3.2 Short-term emission variability . . . . . . . . . . . . . . . 82
5.3.3 Knotty absorption structure . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
5.3.4 Short-lived shell phases . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
5.3.5 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
5.4 Candidates for evolved Be binaries . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
5.4.1 FY CMa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
5.4.2 Dra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92
5.4.3 4 Her . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
5.4.4 HR 6819 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
5.4.5 Further candidates . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
6 Discussion 99
6.1 Direct detection of the companion spectrum . . . . . . . . . . . . 99
6.2 Orbital period . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99
6.3 elements . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
6.4 Stellar parameters of the binary components . . . . . . . . . . . . 102
6.5 Variable and invariant disc emission . . . . . . . . . . . . . . . . 102
6.6 Sector model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
6.7 Modelling the variable disc emission . . . . . . . . . . . . . . . . 104
6.8 Candidates for Be + sdO and Be + WD binaries . . . . . . . . . . 105
6.9 Evolutionary state . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
6.10 Implications for Be star formation . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
7 Conclusion 111
viii

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