Spektroszkópos bináris

A spektroszkópiai bináris rendszer egy pár tárgyakat, amelyek orbitális mozgás bizonyítja az variáció a radiális sebesség az egyik vagy mindkét komponens a rendszer . Ez a sebesség mérése egy spektrográf , megfigyelve az elmozdulás által Doppler-Fizeau hatása a spektrális vonalak a csillag, köszönhetően a pályamenti sebessége mentén a rálátás. Ezt a módszert történelmileg használták és használják napjainkban is sok bináris csillag észlelésére, de az 1990-es évek óta számos extrapoláris bolygó (exobolygó) felismeréséhez is vezetett .

Történelmi

Hermann Carl Vogel figyelte meg elsőként az Algol- vonalak oszcillációs jelenségét a Potsdami Obszervatóriumban , 1889. november(Vogel, 1890): ennek a fogyatkozó bináris fénygörbének a minimuma előtt a csillag eltávolodott a Naptól, miközben ez a minimum után közeledett. Nemcsak Algol kettősségét sikerült így függetlenül megerősíteni, hanem Vogel becslést adott Algol és " társa  " átmérőire  , valamint a megfelelő " 4/9 és 2/9 naptömeg"  tömegekre is  . A valóságban, Algol jelenleg ismert legalább egy hármas rendszer, a Eclipse pár, amelynek 3,6 és 0,8 napenergia tömegeket tömege tekintetében .

Egyidejűleg bejelentette Edward Charles Pickering november 13-án, 1889 (Aitken, 1964 jelzi augusztus 1889), az első felfedezése egy két spektrális spektroszkópiai bináris, Mizar , annak köszönhető, hogy Antonia C. Maury , unokahúgát Henry Draper , a ' Harvard Obszervatórium (Pickering, 1890). A Mizar valójában egy vizuális bináris fájl , amelynek minden alkotóeleme, a Mizar A és a Mizar B maguk is spektroszkópiai bináris fájlok, így négyszeres csillag. Ezért Mizar A megfigyelésével vette észre Maury, hogy a kalcium K spektrális vonala néha homályos, néha kettős, 52 napos periodicitással. Az akkor megfogalmazott hipotézis az volt, hogy a Mizar A „  maga egy kettős csillag, amelynek azonos fényerejű komponensei vannak, és túl szoros ahhoz, hogy már vizuálisan megoldódjon. Ezenkívül a rendszer fordulatideje 104 nap.  (Pickering, 1890). A valóságban az időtartam 20,5 nap, az erőteljesen excentrikus pályáról és a főtengely orientációjából adódó hiba . 1908-ban Mizar B-t is felfedezték spektroszkópikus bináris formában, de a másodlagos vonalai túl gyengék voltak ahhoz, hogy észrevegyék őket.

Az ismert spektroszkópos binárisok száma azóta folyamatosan nő. A 1 st 2003 júliusában a 9 -én Katalógus bináris spektroszkópiai kering S B 9 tartalmazott 1 999 kering Körülbelül 1985 rendszerek, rendszerek ellen 1469 a 8 th Katalógus 1989.

A műszerekben elért előrehaladás, a m / s-nál jobb sugárirányú pontossággal, lehetővé teszi a bolygótársak miatti és már nem csak a csillagok okozta nagyon kicsi zavarok mérését.

Osztályozás

Spectrum elemzés megkülönbözteti több esetben a bináris:

• csak egy spektrumú bináris fájlok, úgynevezett BS1 ( angolul SB1 ), amikor csak a legfényesebb csillag vonalainak mozgása mérhető. Ez különösen igaz az extrapoláris bolygók befogadó sztárjaira .
• két spektrumú bináris fájlok, az úgynevezett BS2 , amikor a két komponens vonalainak mozgása látható.
• BS3 , ritkább, hármas rendszerhez.
• spektrum bináris. Itt a spektrum két csillag spektrális információját tartalmazza, de a pályamozgás nincs megállapítva. Két objektum is lehet véletlenül ugyanazon a látóhatáron, ugyanúgy, ahogy a megfigyelt kettős csillag lehet hosszú távú bináris vagy kettős optika .

Elmélet és alkalmazás

A mozgás egyenletei

Egy egyszerű Kepler-mozgás keretein belül a rendszer minden alkotóeleme a baricentrum körüli pályát írja le . Ennek a mozgásnak a látóvonal mentén való vetítésének idejére vonatkozó levezetéssel z = r sin i sin (ν + ω), ahol r a sugárvektor, és figyelembe veszi a baryscenter megfelelő sebességét az űrben , az egyes komponenseknél (az alkatrészek 1,2-es mutatóinak kihagyása mellett) megfigyeljük a sugársebességet:

VR=Vγ+K(ekötözősaláta⁡ω+kötözősaláta⁡(v+ω)){\ displaystyle V_ {R} = V _ {\ gamma} + K \ bal (e \ cos \ omega + \ cos (\ nu + \ omega) \ jobb)} km / s sebességgel K1,2=10879Pnál nél1,2bűn⁡én1-e2{\ displaystyle K_ {1,2} = {\ frac {10879} {P}} {\ frac {a_ {1,2} \ sin i} {\ sqrt {1-e ^ {2}}}}} km / s

vagy:

• • V γ = a baryscenter sebessége a látóvonal mentén, km / s-ban.
  • K 1 (ill. K 2 ) = az elsődleges (ill. Másodlagos) sugárirányú görbe (fél) amplitúdója km / s-ban.
  • a 1 (ill. a 2 ) = az elsődleges (ill. a szekunder) pályája félbarát tengelye a baricentrum körül csillagászati ​​egységben .
  • e = a pálya excentricitása .
  • P = keringési periódus Julián-napon .
  • ν = valódi anomália , a periastronba való áthaladás T dátuma óta eltelt idő , az orbitális periódus és az excentrika függvénye.
  • ω 1,2 = a csomópont és a periapsis közötti szög. Az ω 1 értéket a felemelkedő csomópontból mérjük , amikor a csillag eltávolodik a megfigyelőtől, és ω 2 = ω 1 + π.
  • i = dőlés , a pálya síkja és a látóvonal közötti normális szög.

Mass funkció

A bináris fájlok érdeke elsősorban a tömegek meghatározásában rejlik. Ha M 1- rel (ill. M 2 ) jelöljük az elsődleges csillag (ill. Másodlagos) tömegét a naptömegben , akkor most Kepler harmadik törvényét használhatjuk (vö. Asztrometrikus binárisok ). Ekkor látjuk, hogy egy spektroszkópiai bináris hozzáférést biztosít a naptömegben meghatározott tömegfunkcióhoz :

M23bűn3⁡én(M1+M2)2=12πGK13(1-e2)3/2P≈1,035753×10.-7K13(1-e2)3/2P{\ 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 \ kb. 1,035753 \ 10-szer 10x {- 7} \, \, K_ { 1} ^ {3} (1-e ^ {2}) ^ {3/2} P}

ahol a bal oldali változók nem ismertek, míg a jobb oldalt úgy kapjuk meg, hogy elemezzük a sugársebesség görbéjét a t idő függvényében . Az időszakot (napokban kifejezve) gyakran a fénygörbének köszönhetõen határozzuk meg, amely φ = ( tT ) / P fázisban hajtva, ahol T a periastron ideje, periodikusnak tûnik. A K pálya amplitúdóját, másodpercenként kilométerben kifejezve, a radiális sebesség Doppler-effektussal történő mérésével kapjuk meg . A radiális sebességgörbe, ha jól mintavételezhető, valójában lehetővé teszi az összes pályaparaméter megszerzését, a dőlés kivételével. E korlátozás miatt nincs közvetlen hozzáférés az alkatrészek egyedi tömegéhez, mivel a dőlést (általában) nagyon nehéz megszerezni.

A BS2 esetében a tömegarányhoz is hozzáférünk, mert M 2 / M 1 = K 1 / K 2 . Hasonlóképpen, a fenti K 1 amplitúdó meghatározásának megfordításával úgy tűnik, hogy a fél-fő tengely abszolút egységekben kapható, és nem szögletes (a távolságtól függően), mint az asztrometrikus pályák esetében . De itt megint a bűn i tényezőtől függ .

Alapparaméterek

Ennek ellenére több módszer létezik az egyes komponensek tömegére vonatkozó információkhoz:

• A legrosszabb eset akkor következik be, amikor a BS1-hez nem állnak rendelkezésre további mérések. Mivel az elsődleges csillag típusa legalább nagyjából ismert, az M 1 becslése lehetséges. Marad az ismeretlen hajlás, amely csak a másodlagos minimális tömegének megismerését teszi lehetővé. Statisztikailag azt a tényt használhatjuk, hogy a megfigyelőnek nincs kiváltságos helyzete, és hogy az összes tájolás egyenértékű. Ezután megmutathatjuk, hogy átlagosan i = π / 4 sin . A probléma ugyanaz a BS2 esetében, bár néha lehetséges a dőlést polarimetriával elérni .

• A helyzet javul, ha a bináris néven asztrometrikus bináris néven is ismert , ezáltal lehetővé válik a hajlás megismerése. A BS2 esetében az egyes tömegeket tehát pusztán dinamikus módon kapják meg. A BS1 esetében éppen ellenkezőleg, feltételeznünk kell az elsődleges tömegét.

• Még jobb, ha a pár vizuális bináris vagy interferometrikus bináris is : egy BS2 esetében a tömegek mellett megszerezzük a parallaxistól független távolság becslését, valamint a fényességeket. Egy BS1 esetén a tömegeket akkor kapjuk meg, ha a távolság már ismert.

• A királyi út a napfogyatkozás binárisjaira vonatkozik (vö. Algol ), majd megadja a modell használatával kapott becslést (közel 90 fokot a napfogyatkozás bekövetkezéséhez). Ezután hozzáférhetünk a csillagok tömegéhez, fényességéhez, sugaraihoz és hőmérsékletéhez.

Detektálhatóság

A fenti képletek alapján a következő következtetéseket lehet levonni a spektroszkópiai binárisok (vagy az extranoláris bolygók ) kimutatási képességeiről :

• Minél nagyobb a másodlagos objektum, annál könnyebben észlelhető.
• Tömegadatok esetén a 3 e Kepler-törvény beillesztése a nagyságrend kifejezéséhez olyan volt, hogy az érzékenység rövid orbitális periódusokkal, olyan szoros párokkal javult.K1∝P-1/3{\ displaystyle K_ {1} \ propto P ^ {- 1/3}}
• A maximális sebesség akkor érhető el, ha i = 90 fok, a pálya síkja párhuzamos a látóvonallal.

Megfigyelő eszközök

• A Coravel, Elodie, Coralie, Harps spektrográfok ( Genfi Obszervatórium / Haute-Provence Obszervatórium / Európai Déli Obszervatórium )

Bibliográfia

• Aitken RG, A bináris csillagok , 1964, Dover Publications
• Heintz WD, Dupla csillagok , 1978, Reidel
• Pickering EC, A zeta Ursae Majoris spektrumáról , The Observatory, 1890. 13., p.  80
• (de) Hermann Carl Vogel , „  Spectrographische Beobachtungen an Algol  ” , Astronomische Nachrichten , vol.  123, n o  19,1890 január, P.  289-292 ( DOI  10.1002 / asna.18901231902 , Bibcode  1890AN .... 123..289V , online olvasás [ [GIF] ], hozzáférés : 2015. szeptember 5 )

Megjegyzések és hivatkozások

1. Entry „  spektroszkópiai bináris  ” szóló TERMIUM Plus , a adatbázis terminológia és nyelvi a kanadai kormány , frissített augusztus 3, 1998 (hozzáférhető a szeptember 5, 2015 )
2. (a) Input "  spektroszkópiai bináris  " [ "spektroszkópiai bináris"] in Mohammad Heydari-Malayeri , etimológiai szótár a Astronomy and Astrophysics [ "A Dictionary of Astronomy and Astrophysics etimológiai"], Paris , Paris Obszervatórium , 2005-2015 (megtekintés: 2015. szeptember 5.)

Lásd is

Kapcsolódó cikkek

• könnyű utazási idő bináris
• napfogyatkozás bináris