Viele Sterne entwickeln sich nicht einzelnd, sondern gemeinsam mit einem oder mehreren Begleitern. Während die Entwicklung isolierter Sterne theoretisch gut vorhergesagt werden kann, ist die Vorhersage für enge Doppelsterne deutlich schwieriger. Dafür ermöglicht aber gerade diese Doppelstern-Konstellation eine genaue Bestimmung der Größe und Masse. Einer der Mechanismen, von dem man annimmt, dass dadurch enge Doppelsterne enstehen, ist die 'Common Envelope Evolution' (CEE). Besonders junge post-CEE Doppelsterne zeigen z.T. einen Faktor 10 Temperaturunterschied zwischen beiden Komponenten bei nur wenigen Sonnenradien Abstand.
Diese Arbeit konzentriert sich auf enge Doppelsterne, die eine heiße Primärkomponente (z.B. einen Unterzwerg vom Typ O (sdO)) und eine kalte Sekundärkomponente enthalten, welche massiv durch die externe Einstrahlung der ersteren beeinflusst wird. Der Vorgang wie die externe Einstrahlung in dem Sternatmosphären Code PHOENIX gehandhabt wird, insbesondere die Abänderung der äußeren Grenzbedingung und der Temperaturkorrekturmethode, wird im Detail beschrieben.
Um den Fokus auf Einstrahlungseffekte zu setzen werden andere Unwegbarkeiten wie tränenformige Sterne, Massenakkretion oder Schatten einer umgebenen Scheibe umgangen, indem pre-Kataklysmische Variablen (pre-CVs) aus der Gruppe der engen Doppelsterne als Versuchsobjekte verwendet werden. Das vollständig bedeckungsveränderliche System UU Sagittae wird als ein Beispiel für massive Einstrahlung herangezogen und beobachtete optische Spektren werden theoretisch angepasst. Für die Primärkomponente (den sdO) werden Effektivtemperatur, Oberflächenbeschleunigung und eine Abschätzung für die Stickstoffanreicherung an der Oberfläche abgeleitet. Für die Sekundärkomponente werden eine stark beeinflusste Temperaturstruktur, hohe Abweichungen in den Elementhäufigkeiten (besonders für Kohlenstoff und Stickstoff) und starke induzierte Emissionslinien gefunden, welche auffällig auf Änderungen der Elementhäufigkeiten reagieren und in vergleichbarer Form in V477 Lyrae beobachtet werden.
Da auf einem eingestrahlten Objekt Zonen verschiedener Temperaturen entstehen, welche nicht mehr ausreichend durch ein 1D Model beschrieben werden können, wird eine Methode präsentiert, die 1D zu quasi 1.5D Modellen verbessert. Diese Methode setzt nur vorraus, dass das eingestrahlte Objekt als Kugel genähert werden kann, was für pre-CVs hinreichend erfüllt ist. Es wird gezeigt, dass für unterschiedliche Einstrahlungswinkel unterschiedliche Ionisationsgrade vorherrschen. Mit einem entsprechend gewichteten 'Patchwork'-Modell können phasenabhängige Spektren erklärt werden.
Many stars evolve not alone but along one or more companions. While the evolution of single isolated stars is well predicted by theoretical calculations, close binary systems with their interactions are on the one hand far more difficult to handle, but on the other hand well constrained in their masses and sizes. One mechanism thought to produce such close binaries is the Common Envelope Evolution (CEE). Especially young post CEE binaries show great temperature differences between both components of about a factor 10 at a separation of just a few solar radii.
This work focuses on close binary systems with a hot primary component (e.g. a subdwarf O-type star (sdO)) and a much cooler secondary component (e.g. a main-sequence star), which is heavily influenced by external radiation originating from the first. The technique to include external radiation into the stellar atmosphere code PHOENIX, i.e., the deviation of the outer boundary condition and the change in the temperature correction method, is described in detail.
To concentrate on the irradiation effect, other difficulties such as asymmetric effects due to tear-drop shaped stars, ongoing mass accretion or shadows of a circumbinary disc, are avoided by selecting pre-cataclysmic variables (pre CVs) out of the class of close binaries as laboratory. The total eclipsing binary system UU~Sagittae is used as an example for massive irradiation and observed spectral features in the optical are fitted. For the primary component (the sdO) we constrain the effective temperature, surface gravity and give an estimate for the nitrogen enrichment on its surface. For the secondary component we find a greatly influenced temperature structure, a strong elemental abundance deviation (especially in carbon and nitrogen) and induced strong emission lines, which react unique to the abundance deviation and are comparable in shape to observed emission lines in V477 Lyrae.
Since zones of different temperature can develop on an irradiated star that are not well described by single 1D model, an upgrade from 1D to a quasi 1.5D model is presented as further improvement. This only requires that the irradiated object is reasonably well approximated by a sphere, which is fulfilled for pre-CVs. It is demonstrated that for varying irradiation angles different ionization stages prevail. A proper weighted 'patchwork' can explain phase dependent spectra.