Binário espectroscópico

Um sistema binário espectroscópico é um par de objetos cujo movimento orbital é evidenciado pela variação na velocidade radial de um ou ambos os componentes do sistema . Essa velocidade é medida por meio de um espectrógrafo , por meio da observação do deslocamento por efeito Doppler-Fizeau das linhas espectrais da estrela, devido à sua velocidade orbital ao longo da linha de visão. Este método tem sido usado historicamente, e continua a ser usado hoje, para detectar muitas estrelas binárias, mas também levou, desde a década de 1990, à detecção de muitos planetas extrasolares (exoplanetas) .

Histórico

Hermann Carl Vogel foi o primeiro a observar o fenômeno oscilatório das linhas de Algol no Observatório de Potsdam , emNovembro de 1889(Vogel, 1890): antes de um mínimo da curva de luz desse binário eclipsante , a estrela se afastou do Sol, enquanto se aproximou após esse mínimo. Não só a duplicidade de Algol foi assim independentemente confirmada, mas Vogel também deu uma estimativa dos diâmetros de Algol e seu “ companheiro ”, bem como as respectivas massas “ 4/9 e 2/9 da massa solar ”. Na realidade, Algol é agora conhecido como pelo menos um sistema triplo, o casal de eclipses tendo 3,6 e 0,8 massas solares como respectivas massas .

Anunciada simultaneamente por Edward Charles Pickering em 13 de novembro de 1889 (Aitken, 1964, indica agosto de 1889), a primeira descoberta de um binário espectroscópico de dois espectros, Mizar , é devida a Antonia C. Maury , sobrinha de Henry Draper , no ' Harvard Observatory (Pickering, 1890). Mizar é na verdade um binário visual , cada um dos componentes, Mizar A e Mizar B, eles próprios binários espectroscópicos, tornando-se uma estrela quádrupla. Portanto, foi observando Mizar A que Maury percebeu que a linha espectral K do cálcio era ora difusa, ora dupla, com uma periodicidade de 52 dias. A hipótese formulada então era que Mizar A era “em si uma estrela dupla com componentes de aproximadamente a mesma luminosidade, e muito apertada para já ter sido visualmente resolvida. Além disso, que o tempo de revolução do sistema é de 104 dias. (Pickering, 1890). Na realidade, o período é de 20,5 dias, erro decorrente da órbita fortemente excêntrica e da orientação do eixo maior. Em 1908, Mizar B também foi descoberto como um binário espectroscópico, mas as linhas do secundário eram muito fracas para serem vistas.

O número de binários espectroscópicos conhecidos tem aumentado constantemente. Em 1 st julho de 2003, o 9 º Catálogo órbitas espectroscópicas binárias S B 9 continha 1 999 órbitas sobre 1985, sistemas contra 1.469 no 8 º Catálogo em 1989.

O progresso da instrumentação, com precisão nas velocidades radiais agora melhores que m / s, permite medir distúrbios muito pequenos, devidos a companheiros planetários e não mais apenas estelares.

Classificação

A análise de espectro distingue vários casos de binários:

binários com apenas um espectro, chamado BS1 ( SB1 em inglês), quando apenas o movimento das linhas da estrela mais brilhante pode ser medido. Este é particularmente o caso de estrelas hospedeiras de planetas extra-solares .
binários com dois espectros, chamados BS2 , quando o movimento das linhas dos dois componentes é visto.
BS3 , mais raro, para um sistema triplo.
espectro binário. Aqui, o espectro contém a informação espectral de duas estrelas, mas o movimento orbital não é estabelecido. Também pode ser dois objetos coincidentemente na mesma linha de visão, da mesma forma que uma estrela dupla observada pode ser um binário visual de longo período ou uma óptica dupla .

Teoria e Aplicação

Equações de movimento

Dentro da estrutura de um movimento Kepleriano simples, cada componente do sistema descreve uma órbita em torno do baricentro . Por derivação em relação ao tempo de projeção deste movimento ao longo da linha de visada, z = r sen i sin (ν + ω) onde r é o vetor do raio, e também levando em consideração a velocidade adequada do baricentro no espaço , observa-se para cada componente (os índices 1,2 dos componentes sendo omitidos) a velocidade radial:

{\ displaystyle V_ {R} = V _ {\ gamma} + K \ left (e \ cos \ omega + \ cos (\ nu + \ omega) \ right)}

km / s com

{\ displaystyle K_ {1,2} = {\ frac {10879} {P}} {\ frac {a_ {1,2} \ sin i} {\ sqrt {1-e ^ {2}}}}}

km / s

ou:

- V γ = velocidade do baricentro ao longo da linha de visada em km / s.
- K 1 (resp. K 2 ) = (semi) amplitude da curva de velocidade radial do primário (resp. Secundário) em km / s.
- a 1 (resp. a 2 ) = semi-eixo maior da órbita do primário (resp. secundário) em torno do baricentro em unidade astronômica .
- e = excentricidade da órbita.
- P = período orbital no dia juliano .
- ν = anomalia verdadeira , função do tempo decorrido desde a data T da passagem ao periastro , do período orbital e da excentricidade.
- ω 1,2 = ângulo entre o nó e o periapsia. ω 1 é medido a partir do nó ascendente , quando a estrela se afasta do observador e ω 2 = ω 1 + π.
- i = inclinação , ângulo entre a normal ao plano da órbita e a linha de visão.

Função de massa

O interesse dos binários está em primeiro lugar na determinação das massas. Se denotarmos por M 1 (resp. M 2 ) a massa da estrela primária (resp. Secundária) na massa solar , podemos agora usar a terceira lei de Kepler (cf. binários astrométricos ). Vemos então que um binário espectroscópico dá acesso à função de massa definida na massa solar por:

{\ displaystyle {\ frac {M_ {2} ^ {3} \ sin ^ {3} i} {(M_ {1} + M_ {2}) ^ {2}}} = {\ frac {1} {2 \ pi G}} \, \, K_ {1} ^ {3} (1-e ^ {2}) ^ {3/2} P \ aproximadamente 1,035753 \ vezes 10 ^ {- 7} \, \, K_ { 1} ^ {3} (1-e ^ {2}) ^ {3/2} P}

onde as variáveis do lado esquerdo são desconhecidas enquanto o lado direito é obtido analisando a curva da velocidade radial em função do tempo t . O período (expresso em dias) é frequentemente determinado graças à curva de luz que, dobrada na fase φ = ( tT ) / P onde T é o tempo do periastro , parece ser periódica. A amplitude da órbita K, expressa em quilômetros por segundo, é obtida medindo as velocidades radiais usando o efeito Doppler . A curva de velocidade radial, se bem amostrada, de fato permite obter todos os parâmetros orbitais exceto a inclinação. Devido a esta limitação, não se tem acesso direto às massas individuais dos componentes, pois a inclinação é (geralmente) muito difícil de obter.

No caso de um BS2, também temos acesso à razão de massa, pois M 2 / M 1 = K 1 / K 2 . Da mesma forma, invertendo a definição da amplitude K 1 acima, verifica-se que o semieixo maior pode ser obtido em unidades absolutas, e não angular (dependendo da distância) como é o caso das órbitas astrométricas . Mas, aqui novamente, é um fator de pecado i .

Parâmetros Básicos

Para ter, no entanto, informações sobre as massas de cada componente, existem vários métodos:

O pior caso ocorre quando nenhuma medição adicional está disponível para um BS1. Como o tipo da estrela primária é, pelo menos aproximadamente, conhecido, uma estimativa de M 1 é possível. Resta a inclinação desconhecida que só nos permite saber a massa mínima do secundário. Estatisticamente, podemos usar o fato de que o observador não possui uma posição privilegiada e que todas as orientações são equiprováveis. Podemos então mostrar que, em média, sin i = π / 4. O problema é o mesmo para um BS2, embora às vezes seja possível obter a inclinação por polarimetria .

A situação melhora se o binário também for conhecido como binário astrométrico , permitindo então saber a inclinação. Para um BS2, as massas individuais são, portanto, obtidas de uma forma puramente dinâmica. Para um BS1, ao contrário, é necessário fazer uma suposição sobre a massa do primário.

Melhor ainda, se o par também for um binário visual ou um binário interferométrico : para um BS2, uma estimativa da distância independente da paralaxe, bem como das luminosidades, é adquirida além das massas. Para um BS1, as massas são obtidas se a distância já for conhecida.

A estrada real diz respeito a binários de eclipse (cf. Algol ) e fornece uma estimativa da inclinação (perto de 90 graus para que ocorra um eclipse) obtida usando um modelo. Temos então acesso às massas, luminosidades, raios, temperaturas das estrelas.

Detectabilidade

A partir das fórmulas acima, as seguintes conclusões podem ser tiradas sobre as capacidades de detecção de binários espectroscópicos (ou planetas extrasolares ):

Quanto mais massivo for o objeto secundário, mais fácil será detectá-lo.
Para dados de massa, inserir a lei 3 e Kepler na expressão da magnitude foi para que a sensibilidade seja melhorada com períodos orbitais curtos, portanto, casais apertados. ${\ displaystyle K_ {1} \ propto P ^ {- 1/3}}$
A velocidade máxima é obtida quando i = 90 graus, sendo o plano da órbita paralelo à linha de visão.

Instrumentos de observação

Os espectrógrafos Coravel, Elodie, Coralie, Harps ( Observatório de Genebra / Observatório de Haute-Provence / Observatório Europeu do Sul )

Bibliografia

Aitken RG, The binary stars , 1964, Dover Publications
Heintz WD, Double stars , 1978, Reidel
Pickering EC, On the spectrum of zeta Ursae Majoris , The Observatory, 13, 1890, p. 80
(de) Hermann Carl Vogel , “ Spectrographische Beobachtungen an Algol ” , Astronomische Nachrichten , vol. 123, n o 19,Janeiro de 1890, p. 289-292 ( DOI 10.1002 / asna.18901231902 , Bibcode 1890AN .... 123..289V , leia online [ [GIF] ], acessado em 5 de setembro de 2015 )

Notas e referências

Entrada " binário espectroscópico " no TERMIUM Plus , a terminologia e linguagem do banco de dados do Governo do Canadá , atualizado em 3 de agosto de 1998 (acessado em 5 de setembro de 2015 )
(in) Input " espectroscópico binário " ["espectroscópico binário"] em Mohammad Heydari-Malayeri , An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics ["A Dictionary of Astronomy and Astrophysics etymological"], Paris , Paris Observatory , 2005-2015 (acessado em 5 de setembro de 2015)