Spektroskopický binární

Spektroskopické binární systém je dvojice objektů, jejichž orbitální pohyb svědčí kolísání radiální rychlosti jednoho nebo obou složek systému . Tato rychlost se měří pomocí spektrografu , pozorováním substituci Dopplerova Fizeau účinek na spektrálních čar hvězdice, vzhledem k jeho oběžné rychlosti podél linie pohledu. Tato metoda byla historicky používána a je používána dodnes k detekci mnoha dvojhvězd, ale také vedla od 90. let k detekci mnoha extrasolárních planet (exoplanet) .

Historický

Hermann Carl Vogel jako první pozoroval oscilační jev linií Algol na Postupimské observatoři vListopad 1889(Vogel, 1890): před minimem světelné křivky této zákrytové dvojhvězdy se hvězda vzdálila od Slunce, zatímco se přibližovala po tomto minimu. Takto byla nezávisle potvrzena Algolova duplicita, ale Vogel také poskytl odhad průměrů Algola a jeho „ společníka “, jakož i příslušných hmot „ 4/9 a 2/9 sluneční hmoty “. Ve skutečnosti je Algol nyní známý jako alespoň trojitý systém, přičemž dvojice zatmění má příslušné hmotnosti 3,6 a 0,8 sluneční hmoty .

Současně oznámil Edward Charles Pickering 13. listopadu 1889 (Aitken, 1964, označuje srpen 1889), první objev dvojspektrální spektroskopické binárky, Mizar , je způsoben Antonia C. Maury , neteří Henryho Drapera , na ' Harvardská observatoř (Pickering, 1890). Mizar je ve skutečnosti vizuální binární soubor , jehož každá složka, Mizar A a Mizar B, jsou spektroskopické dvojhvězdy, což z něj činí čtyřnásobnou hvězdu. Bylo tedy pozorováním Mizar A že Maury si všiml, že k spektrální čáry z vápníku bylo někdy nejasný, někdy dvojité, s periodicitou 52 dnů. Poté byla formulována hypotéza, že Mizar A byl „ sám o sobě dvojitá hvězda se složkami přibližně stejné světelnosti a příliš těsná na to, aby již byla vizuálně vyřešena. Navíc je doba revoluce systému 104 dní. (Pickering, 1890). Ve skutečnosti je toto období 20,5 dne, což je chyba vyplývající ze silně excentrické oběžné dráhy a orientace hlavní osy. V roce 1908 byl Mizar B také objeven jako spektroskopická binárka, ale linie sekundárního signálu byly příliš slabé, než aby byly vidět.

Počet známých spektroskopických dvojhvězd se od té doby neustále zvyšuje. Na 1. st července 2003 9 th Katalog binární spektroskopické dráhy S B 9 obsahoval 1 999 dráhy o 1985 systémy, systémy proti 1469 v 8 th katalog v roce 1989.

Pokrok v přístrojové technice, s přesností na radiální rychlosti nyní lepší než m / s, umožňuje měřit velmi malé poruchy, a to díky planetárním společníkům a už ne jen hvězdným.

Klasifikace

Analýza spektra rozlišuje několik případů binárních:

binární soubory pouze s jedním spektrem, nazývané BS1 ( anglicky anglicky SB1 ), kdy lze měřit pouze pohyb linií nejjasnější hvězdy. To platí zejména pro hostitelské hvězdy extrasolárních planet .
binární soubory se dvěma spektry, nazývané BS2 , když je vidět pohyb linií obou složek.
BS3 , vzácnější, pro trojitý systém.
spektrum binární. Zde spektrum obsahuje spektrální informace dvou hvězd, ale orbitální pohyb není stanoven. Mohou to být také dva objekty shodou okolností na stejném zorném poli, stejně jako pozorovaná dvojitá hvězda může být buď dlouhodobá vizuální binárka, nebo dvojitá optika .

Teorie a aplikace

Pohybové rovnice

V rámci jednoduchého kepleriánského pohybu popisuje každá součást systému oběžnou dráhu kolem barycentra . Odvozením s ohledem na čas projekce tohoto pohybu podél zorné čáry, z = r sin i sin (ν + ω), kde r je vektor poloměru, a také s přihlédnutím ke správné rychlosti barycentra v prostoru , pozoruje se pro každou složku (indexy 1,2 vynechaných složek) radiální rychlost:

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

km / s s

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

km / s

nebo:

- V γ = rychlost barycentra podél linie pohledu v km / s.
- K 1 (resp. K 2 ) = (polo) amplituda křivky radiální rychlosti primárního (resp. Sekundárního) v km / s.
- a 1 (resp. a 2 ) = poloviční hlavní osa oběžné dráhy primární (resp. sekundární) kolem barycentra v astronomické jednotce .
- e = výstřednost oběžné dráhy.
- P = oběžná doba v juliánském dni .
- ν = skutečná anomálie , funkce času uplynulého od data T přechodu k periastronu , oběžné doby a excentricity.
- ω 1,2 = úhel mezi uzlem a periapsí. ω 1 se měří od vzestupného uzlu , když se hvězda vzdaluje od pozorovatele a ω 2 = ω 1 + π.
- i = sklon , úhel mezi kolmicí k rovině oběžné dráhy a přímkou pohledu.

Hromadná funkce

Zájem o binární soubory spočívá na prvním místě v určování mas. Pokud pomocí M 1 (resp. M 2 ) označíme hmotnost primární hvězdy (resp. Sekundární) ve sluneční hmotě , můžeme nyní použít třetí Keplerův zákon (srov. Astrometrické binární soubory ). Pak vidíme, že spektroskopická binárka umožňuje přístup k masové funkci definované ve sluneční hmotě pomocí:

{\ 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 \ přibližně 1,035753 \ krát 10 ^ {- 7} \, \, K_ { 1} ^ {3} (1-e ^ {2}) ^ {3/2} P}

kde proměnné na levé straně nejsou známy, zatímco na pravé straně se získá analýzou křivky radiální rychlosti jako funkce času t . Perioda (vyjádřená ve dnech) se často určuje díky světelné křivce, která se ve fázi φ = ( tT ) / P, kde T je čas periastronu , jeví jako periodická. Amplituda oběžné dráhy K, vyjádřená v kilometrech za sekundu, se získá měřením radiálních rychlostí pomocí Dopplerova jevu . Křivka radiální rychlosti, pokud je dobře vzorkována, ve skutečnosti umožňuje získat všechny orbitální parametry kromě sklonu. Kvůli tomuto omezení nemá člověk přímý přístup k jednotlivým hmotám komponent, protože sklon je (obecně) velmi obtížný.

V případě BS2 máme také přístup k hmotnostnímu poměru, protože M 2 / M 1 = K 1 / K 2 . Podobně převrácením výše uvedené definice amplitudy K 1 se zdá, že poloviční hlavní osa může být získána v absolutních jednotkách, a nikoli v úhlu (v závislosti na vzdálenosti), jak je tomu u astrometrických oběžných drah . Ale opět je to faktorem hříchu i .

Základní parametry

Chcete-li mít přesto informace o hmotnosti každé součásti, existuje několik metod:

Nejhorší případ nastane, když pro BS1 nejsou k dispozici žádná další měření. Jelikož je typ primární hvězdy alespoň zhruba znám, je možný odhad M 1 . Zůstává neznámý sklon, který nám umožňuje znát pouze minimální hmotnost vedlejšího. Statisticky můžeme použít skutečnost, že pozorovatel nemá privilegované postavení a že všechny orientace jsou rovnocenné. Můžeme pak ukázat, že v průměru sin i = π / 4. Problém je stejný pro BS2, i když je někdy možné získat náklon polarimetrií .

Situace se zlepší, pokud je binární soubor také známý jako astrometrický binární , což umožňuje znát sklon. U BS2 se tedy jednotlivé hmotnosti získávají čistě dynamickým způsobem. Pro BS1 je naopak nutné učinit předpoklad o hmotnosti primárního zdroje.

Ještě lépe, pokud je dvojice také vizuální binární nebo interferometrická binární : pro BS2 získáme kromě hmot také odhad vzdálenosti nezávislé na paralaxě a na světelnostech. U BS1 se hmotnosti získají, pokud je vzdálenost již známa.

Královská silnice se týká binárních souborů zatmění (srov. Algol ), které poté poskytují odhad sklonu (téměř 90 stupňů, aby mohlo dojít k zatmění) získaného pomocí modelu. Pak máme přístup k masám, světelnostem, paprskům, teplotám hvězd.

Zjistitelnost

Z výše uvedených vzorců lze vyvodit následující závěry o detekčních schopnostech spektroskopických dvojhvězd (nebo extrasolárních planet ):

Čím masivnější je sekundární objekt, tím snazší je detekovat.
U hromadných dat bylo vložení 3 e Keplerova zákona do vyjádření velikosti tak, aby se zlepšila citlivost při krátkých orbitálních obdobích, takže těsné páry. ${\ displaystyle K_ {1} \ propto P ^ {- 1/3}}$
Maximální rychlosti se dosáhne, když i = 90 stupňů, přičemž rovina oběžné dráhy je rovnoběžná s přímkou pohledu.

Pozorovací přístroje

Spektrografy Coravel, Elodie, Coralie, Harps ( Ženevská observatoř / Haute-Provence Observatory / Evropská jižní observatoř )

Bibliografie

Aitken RG, The binary stars , 1964, Dover Publications
Heintz WD, Double stars , 1978, Reidel
Pickering EC, Na spektru zeta Ursae Majoris , The Observatory, 13, 1890, str. 80
(de) Hermann Carl Vogel , „ Spectrographische Beobachtungen an Algol “ , Astronomische Nachrichten , sv. 123, n o 19,Ledna 1890, str. 289-292 ( DOI 10.1002 / asna.18901231902 , Bibcode 1890AN .... 123..289V , číst online [ [GIF] ], přistupováno 5. září 2015 )

Poznámky a odkazy

Entry „ spektroskopické binární “ na TERMIUM Plus , v databázi terminologie a jazyk z vlády Kanady , aktualizované 3. srpna 1998 (k dispozici na 5. září 2015 )
(in) Vstup „ spektroskopická binárka “ [„spektroskopická binárka “] v Mohammad Heydari-Malayeri , Etymologický slovník astronomie a astrofyziky [„Slovník astronomie a astrofyziky etymologický“], Paříž , Pařížská observatoř , 2005–2015 (zpřístupněno 5. září 2015)