Astrometrická binárka

Astrometric binární je dvojitá hvězda , jejíž dvě složky nejsou vyřešeny, duplicita byla odhalena orbitálního pohybu na photocenter na obloze. Zejména je-li společník mnohem slabší než primární hvězda, je pozorován jeho reflexní pohyb. Opatření astrometric přesné a velmi přesné jsou nutné k detekci těchto objektů, ale tato metoda může vést v budoucnosti k detekci mnoho extrasolárních planet .

Historický

Poté, co byl Bessel první, kdo přesně odhadl hvězdnou paralaxu , tedy 61 Cygni v roce 1838, náhodně objevil i první dvě astrometrické dvojhvězdy. V dopise od10. srpna 1844Bessel ukázal, že tyto pohyby na Sirius a Procyon nebyla konstantní. Poté, co vyloučil různé hypotézy, v obou případech správně dospěl k závěru o přítomnosti mohutného, ​​ale temného těla obíhajícího s dobou zhruba půl století, nicméně znepokojující je hypotéza, kterou odůvodnil: „  Světlo neexistuje. skutečný majetek mas. Existence nesčetných viditelných hvězd nevylučuje existenci nespočetných neviditelných hvězd  “.

Tento objev připomíná předpověď Neptuna od Urbaina Le Verriera o dva roky později, o které François Arago řekl, že „  viděl novou hvězdu na konci svého pera  “. U astrometrických binárních souborů však potvrzení trvalo déle. Teprve 7 let byla skutečně vypočítána oběžná dráha Siriuse (Peters 1851), společníka Siriuse viděl až 1862 Alvan Graham Clark a jeho Procyona teprve v roce 1896 John M. Schaeberle, který tyto astrometrické binární soubory náhle transformoval do vizuálních binárních souborů . Tito noví společníci byli také prvními známými bílými trpaslíky .

Tento první úspěch však nebyl následován lavinou nových výsledků. O více než století později existovalo pouze 17 astrometrických binárních souborů (a 14 podezřelých případů) (van de Kamp, 1975).

Astrometrie vyžaduje velmi přesná pozorování a jinak může vést k nesprávným výsledkům. V roce 1943 K. Strand oznámil přítomnost extrasolární planety kolem hvězdy 61 Cygni . V roce 1960 S. Lippincott udělal stejnou reklamu pro Lalande 21185 . V roce 1963 našel P. Van de Kamp masivní planetu s obdobím 24 let kolem Barnardovy hvězdy , poté v roce 1978 naznačil, že se jedná o dvě planety. Žádné z těchto oznámení nebylo od té doby potvrzeno a nejpravděpodobnějším vysvětlením by byla přítomnost systematických chyb v pozorováních.

Nedávný a budoucí technologický vývoj by nicméně mohl situaci kvantitativně i kvalitativně změnit. Zejména Hipparcos katalog obsahuje okolo 4000 předmětů podezřelých z toho, že astrometrických binárky.

Klasifikace

V závislosti na orbitálním období , velikosti zdánlivé poloviční hlavní osy (úhlové) a podrobnostech dotyčného astrometrického přístroje lze definovat několik kategorií astrometrických dvojhvězd. Přesnější přístroj nebo delší časová základna pozorování proto tuto klasifikaci upravují. Většina uvedených kategorií pochází z katalogu Hipparcos díky jeho přesnosti a počtu pozorovaných objektů.

• Orbitální dvojhvězdy: oběžná doba je řádově v rozsahu doby pozorování přístroje a oběžnou dráhu lze skutečně vypočítat.
• binární zrychlení: oběžná doba je velmi dlouhá a lze pozorovat pouze odchylku nebo dokonce ohnutí správného pohybu .
• stochastické dvojhvězdy  : perioda je krátká nebo střední a amplituda nízká, což má za následek zjevně „náhodný“ rozptyl jednotlivých měření. V tomto případě, stejně jako v předchozím, pouze binární měření umožňující získání úplné oběžné dráhy mohla striktně ospravedlnit charakter binárního souboru.

K tomu musíme přidat dvojité hvězdy, u kterých pozorujeme neorbitální astrometrický pohyb. Ve většině případů to mohou být velmi dlouhé binární soubory, ale někdy to může být dvojice nebinárních hvězd viděných náhodně na stejné přímce (dvojitá optika):

• dvojité proměnné: pokud je jedna ze složek proměnná , pak fotocentrum systému změní místo podle jasu proměnné hvězdy
• dvojitá fotocentrika: pokud provádíme astrometrii v několika spektrálních pásmech současně a pokud mají obě složky jinou barvu, bude se poloha fotocentra lišit podle pozorovacího pásma.

V následujícím se budeme zajímat pouze o ty, jejichž oběžnou dráhu lze prokázat, ale aniž bychom předpokládali povahu sekundárního objektu, ať už jde o hvězdný, hnědý trpaslík nebo planetu extrasolární .

Teorie a aplikace

Pohybové rovnice

Photocenter popisuje oběžnou dráhu kolem barycenter , který je obecně homotetická tomu nejjasnější hvězdy, ale s hlavní poloosy, které se mohou lišit co do velikosti. Varianty polohy v rovníkových souřadnicích na tečné rovině oblohy jsou psány: na0{\ displaystyle a_ {0}}

{Δαcos⁡δ=na01-E21+Ecos⁡ν[cos⁡(ν+ω)hřích⁡Ω+hřích⁡(ν+ω)cos⁡Ωcos⁡i]Δδ=na01-E21+Ecos⁡ν[cos⁡(ν+ω)cos⁡Ω-hřích⁡(ν+ω)hřích⁡Ωcos⁡i]{\ displaystyle \ left \ {{\ begin {matrix} \ Delta \ alpha \ cos \ delta = a_ {0} {\ frac {1-e ^ {2}} {1 + e \ cos \ nu}} \ vlevo [\ cos (\ nu + \ omega) \ sin \ Omega + \ sin (\ nu + \ omega) \ cos \ Omega \ cos i \ right] \\\ Delta \ delta = a_ {0} {\ frac {1 -e ^ {2}} {1 + e \ cos \ nu}} \ left [\ cos (\ nu + \ omega) \ cos \ Omega - \ sin (\ nu + \ omega) \ sin \ Omega \ cos i \ right] \ end {matrix}} \ right.}

nebo:

• • e = výstřednost oběžné dráhy.
  • ν{\ displaystyle \ nu}= skutečná anomálie , funkce času uplynulého od přechodu do periastronu , oběžného období , data přechodu do periastronu a výstřednosti.
  • ω{\ displaystyle \ omega}= úhel mezi uzlem a periapsí .
  • Ω{\ displaystyle \ Omega}= úhel polohy vzestupného uzlu .
  • i = sklon , úhel mezi kolmicí k rovině oběžné dráhy a přímkou ​​pohledu.

Hromadná funkce

I když nevidíme oběžnou dráhu každé ze složek ani relativní oběžnou dráhu sekundárního kolem primární, Keplerův třetí zákon v upravených jednotkách přesto naznačuje, že:

(M1+M2)=(na/ϖ)3P2{\ displaystyle (M_ {1} + M_ {2}) = {\ frac {(a / \ varpi) ^ {3}} {P ^ {2}}}}

nebo:

• • M 1 = hmotnost primární hvězdy ve sluneční hmotě .
  • M 2 = hmotnost sekundárního objektu ve sluneční hmotě .
  • a 1 = poloviční hlavní osa oběžné dráhy primárního kolem barycentra v obloukové sekundě .
  • a 2 = poloviční hlavní osa oběžné dráhy sekundárního kolem barycentra v obloukové sekundě .
  • a = a 1 + a 2 = poloviční hlavní osa relativní oběžné dráhy v obloukové vteřině .
  • ϖ{\ displaystyle \ varpi}= roční paralaxa v obloukové sekundě
  • P = oběžné období v letech .

Na druhé straně, podle definice těžiště , budeme mít proto , kde je uvedeno frakční hmotnost sekundárního na1M1=na2M2{\ displaystyle a_ {1} M_ {1} = a_ {2} M_ {2}}na1=Bna{\ displaystyle a_ {1} = Ba}

B=M2M1+M2{\ displaystyle B = {\ frac {M_ {2}} {M_ {1} + M_ {2}}}}

Stejně tak, pokud si všimneme

• • L 1 = svítivost primární hvězdy ve sluneční svítivosti ve pozorovaném spektrálním pásmu ,
  • L 2 = jas sekundárního objektu se stejnými jednotkami,
  • Δ{\ displaystyle \ Delta}m = -2,5 log ( L 2 / L 1 ) rozdíl ve velikosti mezi složkami,

poté je vzdálenost od fotocentra k primárnímu taková , tj. kde je zaznamenána frakční svítivost d{\ displaystyle d}dL1=(na-d)L2{\ displaystyle dL_ {1} = (reklama) L_ {2}}d=βna{\ displaystyle d = \ beta a}

β=L2L1+L2=(1+100,4Δm)-1{\ displaystyle \ beta = {\ frac {L_ {2}} {L_ {1} + L_ {2}}} = (1 + 10 ^ {0,4 \ Delta m}) ^ {- 1}}

Znát tento rozdíl ve velikosti by umožnil přístup k velikostem každé složky, protože velikost nevyřešeného objektu je již měřena. Poloviční hlavní osa oběžné dráhy fotocentra je tedy

na0=(B-β)na{\ displaystyle a_ {0} = (B- \ beta) a}

Obecně je tento termín pozitivní, například když jsou obě složky v hlavní posloupnosti, ale v určitých případech se může také objevit opačné znaménko.

Třetí Keplerův zákon tak ukazuje, že astrometrická binární soustava umožňuje přístup k funkci hmot (a světel)

(M1+M2)⋅(B-β)3=(na0ϖ)31P2{\ displaystyle (M_ {1} + M_ {2}) \ cdot (B- \ beta) ^ {3} = \ left ({\ frac {a_ {0}} {\ varpi}} \ right) ^ {3 } {\ frac {1} {P ^ {2}}}}

kde proměnné na levé straně nejsou známy, zatímco pravá strana je získána astrometrickou analýzou.

Masy a světelnosti

Vidíme, že jediná rovnice pro tři neznámé, kterými jsou masy a rozdíl ve velikosti, poskytuje málo informací o povaze objektů v přítomnosti ... Chcete-li zjistit více, je nutné buď uchýlit se k dalším hypotézám, nebo pokud je to možné, být v přítomnosti spektroskopického binárního souboru .

• Nejpříznivější případ nastane, když lze objekt detekovat také jako dvojspektroskopický spektroskopický binární (binární s názvem BS2 ). Spojením, které je síla, astrometrická oběžná dráha odstraňuje nejednoznačnost sklonu, což znevýhodňuje spektroskopické oběžné dráhy, a poté se získá hmotnost každé složky. Výše uvedená hromadná funkce pak umožňuje přístup k rozdílu ve velikosti. Získají se hmotnosti a svítivosti každé složky, jako v příkladu znázorněném na druhé straně. V tomto příkladu je hvězda detekována jako stochastická dvojhvězda Hipparcosem , ale přesnost měření neumožňuje mít oběžnou dráhu. Také detekován jako BS2 s periodou 4,5 roku spektrometrem Coravel, kombinace astrometrických a spektroskopických měření naznačuje, že M 1 = 0,7, M 2 = 0,6 sluneční hmoty, m = 1,8 velikosti.Δ{\ displaystyle \ Delta}
• Když je objekt známý pouze jako jednospektrální spektroskopická binárka ( SB1 ), není vše ztraceno. V takovém případě nejenže spektroskopická oběžná dráha pomáhá při určování všech orbitálních parametrů, ale také sekundární lze považovat za mnohem nižší než primární. V důsledku toho o tom můžeme uvažovat a . Barva a absolutní velikost nevyřešeného objektu jsou tedy v zásadě barvy primárního. Pomocí modelu aproximujeme hmotnost primárního a hmotnost sekundárního je odvozena z výše uvedené hromadné funkce. Je to samozřejmě pouze přibližné.β≈0{\ displaystyle \ beta \ přibližně 0}na0≈na1{\ displaystyle a_ {0} \ přibližně a_ {1}}

Zjistitelnost

Detekce, potvrzení, přesnost oběžné dráhy závisí na velikosti poloviční hlavní osy oběžné dráhy fotocentra, nebo v každém případě na relativní chybě na ní. Vzhledem k výše uvedeným vztahům:

• Čím přesněji bude známo, čím blíže je objekt (velká paralaxa).
• Pokud jde o hmotnosti a svítivost, existují dva extrémní případy. Když například u dvou dvojitých objektů nelze pozorovat žádný astrometrický signál. Podobně, když má sekundární společník ve srovnání s primární velmi malou hmotnost a velmi nízkou svítivost, což platí zejména pro extrasolární planety . Kapacity detekce astrometrií jsou optimální, když jsou maximální.B≈β{\ displaystyle B \ cca \ beta}|B-β|{\ displaystyle | B- \ beta |}
• U daných hmot a jasů bude tedy citlivost lepší na dlouhých orbitálních obdobích, pokud je dostatečně dlouhá časová základna pozorování.na0∝P2/3{\ displaystyle a_ {0} \ propto P ^ {2/3}}
• A konečně, na rozdíl od vizuálních binárních souborů, u nichž se měří relativní pohyb dvou složek, vyžaduje detekce astrometrických binárních souborů mít velmi přesný referenční rámec, aby se minimalizovaly systematické chyby, což je jeden z důvodů vysvětlujících potřebu prostoru „ astrométrie “ .

Pozorovací přístroje

• Dříve poledníkové kruhy
• Satelity Hipparcos a Gaia
• Hubble Space Telescope

Bibliografie

• Bessel FW, O variacích správných pohybů Procyona a Siriuse , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 6, 1844, s.  136
• van der Kamp P., Astrometrická studie Barnardovy hvězdy z desek pořízených 24palcovým Sproul Refractor , Astronomical Journal, 68, 1963, s.  515
• van der Kamp P., Unseen astrometric companians of stars , Annual review of astronomy and astrophysics, 13, 1975, str.  295
• Flammarion C., Hvězdy a kuriozity oblohy , populární astronomický dodatek, Marpon a Flammarion, Paříž, 1882
• Lippincott SL, Astrometrická analýza Lalande 21185 , Astronomical Journal, 65, 1960, str.  445
• Peters CAF, Über die eigene Bewegung des Sirius , Astronomische Nachrichten, 32, 1851, str.  1
• Strand K. Aa., 61 Cygni jako trojitý systém , Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 55, 1943, s.  29

Podívejte se také

Interní odkazy

• Spektroskopický binární
• Binární hvězda ,
• Hipparcos (satelit)
• Gaia (satelit)

externí odkazy

• „Dvojité hvězdy: od hvězd s velkými separacemi až po binární soubory X“, School of Goutelas Astronomy 2000
• Binární a vícenásobné systémy , školení „Windows on the Universe“, Pařížská observatoř
• [PDF] Dvojité a více hvězd s Gaiou