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Uma estrela dupla visual é um par de estrelas próximas no céu cujos dois componentes podem ser observados separadamente com um instrumento como um telescópio, e esta definição, portanto, depende em particular do poder de resolução do instrumento. Entre estes, binários visuais são aqueles cuja propriedade de estrela binária é revelada em geral pelo movimento orbital relativo do secundário em torno do primário. HistóricoDuplas visuaisEmbora Mizar e seu cavaleiro Alcor, com sua separação de 12 ', provavelmente tenham servido como um teste de acuidade visual desde os tempos antigos, o primeiro uso do termo "estrela dupla" que chegou até nós veio de Ptolomeu no Almagesto (Vol VII-VIII, ~ 137): é cerca de ν 1 e ν 2 Sagittarii, de separação 14 ', indicado como " Quæ in oculo [de Sagitário] est nebulosa et bina " ( cf. Peters & Knobel 1915). O segundo ato será executado com o desenvolvimento da instrumentação: a invenção do telescópio astronômico . A história das estrelas duplas mantém que a primeira estrela dupla "telescópica" é Mizar, mas diverge quanto ao seu descobridor: foi o padre jesuíta Giovanni Baptista Riccioli em 1650 falecido por Benedetto Castelli, descrevendo a seu ex-mestre Galileu, o7 de janeiro de 1617" Una delle belle cose che siano in cielo "? No entanto, os resultados das primeiras estrelas duplas estão espalhadas a partir do meio do XVII ° século: Descoberta de estrelas duplas visuais
Estas foram as primeiras descobertas feitas por acaso, que provavelmente foram consideradas como óptica dupla, e nenhum estudo sistemático foi realizado até a conclusão do primeiro Catálogo de Estrelas Duplas por Christian Mayer em Mannheim, em 1777-1778 ( Bode 1781). O terceiro ato é a identificação de binários visuais no início do XIX ° século, o que daria um forte impulso para a coleção de estrelas duplas, porque o movimento orbital poderia dar ao luxo de "pesar" as estrelas - e estar além do único método direto a faça. Os principais catálogos de estrelas duplas
O número de descobridores é muito maior do que a lista acima sugere; Sem poder nomear todos, podemos citar, por exemplo, os filhos de Herschel ( John ) ou Struve ( Otto ). Por outro lado, os Catálogos mencionados contêm por um lado estrelas duplas (ou múltiplas) que podem ser duplas ópticas bem como verdadeiras binárias e, por outro lado, são parcialmente redundantes: em termos de pura descoberta, parece que devemos conceder cerca de 2640 para Wilhelm Struve, 1260 para Burnham, 4500 para Aitken e Hussey, pelo menos 2996 para Hipparcos, 13.250 para Tycho. Binários visuaisA primeira confirmação da existência de binários visuais foi feita pelo astrônomo-músico William Herschel o1 ° de julho de 1802na frente da Royal Society . Foi também nesta ocasião que ele explicou a diferença entre o que Ptolomeu designou como uma "estrela dupla" e o que ele então chamou de estrela binária: " se uma determinada estrela deveria estar situada a qualquer, talvez imensa, distância atrás de outra, e mas pouco desviando da linha em que vemos a primeira, teríamos o aspecto de uma estrela dupla. Mas essas estrelas, estando totalmente desconectadas, não formariam um sistema binário. Se, ao contrário, duas estrelas deveriam realmente estar situadas muito próximas uma da outra; e, ao mesmo tempo, isolados para não serem materialmente afetados por estrelas vizinhas, permanecem unidos pelo vínculo de sua gravitação mútua entre si ”(Herschel 1802). A ideia em si não era nova, pois Christian Mayer em 1779 havia considerado a possibilidade de pequenos sóis orbitarem outros maiores, mas Herschel (1782) havia se distanciado na época, considerando essa hipótese prematura. Nesse debate, Lambert havia argumentado em 1761 que um binário deveria apresentar um movimento orbital, que isso não havia sido observado, e que em geral os duplos deveriam ser ópticos. Enquanto isso, John Michell (1767) tinha usado um argumento estatístico mais sutil (embora não completamente correto) provando que, ao contrário, a probabilidade era muito baixa para encontrar duas estrelas tão próximas tomadas aleatoriamente de uma amostra limitada por magnitude de estrelas independentes: " É altamente provável em particular, e próximo a uma certeza em geral, que tais estrelas duplas ... realmente consistem em estrelas colocadas juntas, e sob a influência de alguma lei geral ". Caso contrário, a observação de diferentes brilhos de pares (o mais brilhante pode ser a priori mais próximo) poderia ajudar a medir os movimentos adequados e Bode, em seus comentários sobre o catálogo de Mayer e sugeriu estudar o movimento relativo das estrelas duplas. Usando um argumento semelhante, Herschel (1782) começou a medir meticulosamente um grande número de pares, começando com o11 de novembro de 1776com θ 1 Orionis. Procurou medir uma paralaxe anual diferencial, seguindo a sugestão feita um século e meio antes pelo ilustre defensor do heliocentrismo : “… que grande progresso para a astronomia? Pois assim, além de estabelecer o movimento anual, poderíamos conhecer o tamanho e a distância da estrela. »(Galileo 1632). Paradoxalmente, Herschel não ia contribuir neste último ponto: só Bessel, 35 anos depois, adquiriu a primeira medida de paralaxe. Por outro lado, em um artigo fundador do estudo de binários (1803), ele forneceria uma lista de pares orbitais, Castor na liderança. Não apenas a controvérsia sobre a natureza física de vários sistemas duais foi resolvida, mas o caminho foi aberto para provar que a lei da gravidade de Newton era verdadeiramente universal, pois era válida fora do sistema solar ; e, finalmente, que as estrelas poderiam ter uma magnitude absoluta diferente, uma vez que objetos do mesmo par, portanto na mesma distância, muitas vezes tinham uma diferença significativa em magnitude (Herschel, no entanto, continuou a considerar durante anos que o brilho era um indicador de distância). Quanto ao primeiro ponto, ainda tivemos que esperar um quarto de século para prová-lo, quando Félix Savary (1827) calculou como reconstituir a órbita do casal, problema não trivial, pois a órbita observada é a projeção sobre o plano tangente do céu da verdadeira órbita. A primeira "aplicação digital" de Savary foi para a ξ Ursae Majoris, do período 60 anos, sendo esta dupla descoberta por Herschel o2 de maio de 1780, seu filho John Herschel recalculando a órbita em 1831. Pesquisa e determinação de órbitas, então, continuar ao longo do XIX th e XX th séculos. O Catálogo de estrelas duplas e múltiplas em movimento relativo algumas de Camille Flammarion continha 819 pares em 1878.1 ° de março de 2005, o sexto catálogo de órbitas de estrelas binárias visuais continha 1.832 órbitas de 1.745 sistemas. ClassificaçãoÉ claro que as estrelas duplas visuais são divididas em:
Esta última categoria também pode ser astrométrica, se as posições no céu de cada componente puderem ser medidas precisamente com astrometria (por exemplo, Hipparcos ou HST ). A seguir, estaremos interessados apenas naqueles cuja órbita Kepleriana possa ser demonstrada. Teoria e AplicaçãoEquações de movimentoA trajetória da estrela secundária em relação à primária é uma órbita homotética à de cada componente em torno do centro de massa. Podemos nos referir aos binários astrométricos onde são descritas as equações do movimento em coordenadas equatoriais, com a diferença de que o ângulo entre a linha dos nós e o eixo maior no plano da órbita verdadeira aqui se refere ao secundário, com ω 2 = ω 1 + π, e que o semi-eixo maior a é o da órbita relativa. No entanto, e desde o trabalho de Herschel (William), as posições relativas do secundário são geralmente identificadas em coordenadas polares: a separação ρ (em arco segundo) entre os componentes, e o ângulo de posição θ contado positivamente de norte a leste a partir de Herschel (John). Os dados observados fornecem ρ sen θ = - Δα cos δ e ρ cos θ = - Δδ, onde Δα e Δδ são as variações das coordenadas equatoriais devido ao movimento orbital sozinho, e cuja expressão é conhecida como uma função dos parâmetros orbitais . Massas e luminosidadesA terceira lei de Kepler modificada por Newton é escrita como 3 / P 2 = GM / (4 π 2 ) onde M é a massa total do sistema, G a constante gravitacional, P o período, e tem o semi-eixo maior de órbita. Em unidades físicas adaptadas ao problema de estrelas duplas, temos, portanto: ou:
Conhecer a órbita (lado direito), portanto, fornece acesso à soma das massas, o problema é saber a paralaxe da estrela. Para obter as massas individuais, o binário visual também deve ser:
Na falta de algo melhor, podemos usar uma relação massa-luminosidade, mas as massas obtidas não são mais puramente orbitais. Magnitudes individuais estão disponíveis conforme o sistema é resolvido, e luminosidades intrínsecas são obtidas se a paralaxe for conhecida. Instrumentos de observaçãoMuitas técnicas de observação foram desenvolvidas para observar e medir estrelas duplas. Em data de20 de novembro de 2005, as 588.822 medições de estrela dupla do Catálogo WDS e a separação média em segundo de arco entre os componentes foram divididas em: Medidas WDS
Outros meios de observação são a óptica interferométrica (~ 0,17 "), o telescópio espacial Hubble (~ 1"), o sensor de luz do dia (~ 48 "), a óptica adaptativa (~ 2,4"), a base longa de interferometria (~ 0,12 "), medidas de ocultação (~ 4,5 "), etc. Bibliografia
Para obras gerais, consulte:
Veja tambémArtigos relacionados
links externos
Que equipamentos devemos usar para ver duas estrelas do binário separadamente?Binárias visuais
Uma estrela binária visual é uma estrela binária cuja separação angular entre as duas estrelas componentes é suficiente para que ambas sejam vistas como uma estrela dupla em um telescópio ou mesmo em binóculos poderosos.
Como ver um sistema binário de estrelas?Determinação da Massa de Um Sistema Binário Visual
Cada estrela descreve um movimento ondular em torno do centro de massa. Em vez de observar o movimento seguido pelas duas estrelas, é mais simples observar apenas uma delas (normalmente a mais fraca) em torno da mais brilhante.
O que é uma estrela dupla?Na astronomia observacional, uma estrela dupla ou dupla visual é um par de estrelas que parecem próximas uma da outra no céu, quando vistas da Terra através de um telescópio óptico.
O que são estrelas binárias como são classificadas e qual a sua importância para a astronomia?Estrela binária é um sistema de duas estrelas em órbita ao redor de seu centro de gravidade comum. Para cada estrela, a outra é sua estrela companheira. Estrelas binárias são de imensa importância para os astrônomos, pois permitem que as massas das estrelas sejam determinadas.
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