Astrometrisk binær

En astrometric binær er en binær stjerne hvis to komponentene ikke er løst, er dobbeltspillet blir åpenbart ved orbital bevegelse av Photocenter på himmelen. Spesielt når følgesvenn er mye svakere enn den primære stjernen, er det refleksbevegelsen til den sistnevnte som observeres. Det kreves målinger astrometrisk presise og svært nøyaktige for å oppdage disse objektene, men denne metoden kan i fremtiden føre til å oppdage mange ekstrasolare planeter .

Historisk

Etter å ha vært den første til å nøyaktig beregne en fantastisk parallakse , at av 61 Cygni i 1838, Bessel vil også tilfeldigvis oppdage de to første astrometric binærfiler. I et brev fra10. august 1844Bessel viste at den riktige bevegelsen til Sirius og Procyon ikke var konstant. Etter å ha eliminert ulike hypoteser, konkluderte han i begge tilfeller riktig med tilstedeværelsen av en massiv, men uklar kropp som kretset i løpet av en periode på omtrent et halvt århundre, en hypotese, uansett hvor foruroligende han begrunnet med: "  Lyset eksisterer ikke. Er ikke en massenes faste eiendom. Eksistensen av utallige synlige stjerner utelukker ikke eksistensen av utallige usynlige stjerner  ”.

Denne oppdagelsen minner om spådommen om Neptun av Urbain Le Verrier to år senere, som François Arago sa at han "  så den nye stjernen på slutten av pennen  ". For astrometriske binærfiler tok bekreftelsen imidlertid mer tid. Det var ikke før 7 år at banen til Sirius faktisk ble beregnet (Peters 1851), følgesvennen til Sirius ble ikke sett før 1862 av Alvan Graham Clark og Procyon først i 1896 av John M. Schaeberle, og forvandlet plutselig disse astrometriske binærene. inn i visuelle binærfiler . Disse nye følgesvennene var også de første kjente hvite dvergene .

Denne første suksessen ble imidlertid ikke etterfulgt av et skred av nye resultater. Mer enn et århundre senere var det bare 17 astrometriske binærfiler (og 14 mistenkte tilfeller) bare (van de Kamp, 1975).

Astrometri krever veldig nøyaktige observasjoner, og kan ellers føre til feil resultater. I 1943 kunngjorde K. Strand tilstedeværelsen av en ekstrasolar planet rundt stjernen 61 Cygni . I 1960 laget S. Lippincott en identisk annonse for Lalande 21185 . I 1963 fant P. Van de Kamp en massiv planet med en periode på 24 år rundt Barnards stjerne , og antydet da i 1978 at de var to planeter. Ingen av disse rapportene er bekreftet siden, og den mest sannsynlige forklaringen vil være tilstedeværelsen av systematiske feil i observasjonene.

Nyere og fremtidig teknologisk utvikling kan likevel endre situasjonen kvantitativt og kvalitativt. Spesielt inneholder Hipparcos-katalogen rundt 4000 gjenstander som mistenkes for å være astrometriske binærfiler.

Klassifisering

Avhengig av omløpsperioden , størrelsen på den tilsynelatende halv-store aksen (vinkel) og detaljene til det aktuelle astrometriske instrumentet, kan flere kategorier av astrometriske binærfiler defineres. Et mer presist instrument eller en lengre observasjonstidsbase endrer derfor denne klassifiseringen. De fleste av de angitte kategoriene kommer fra Hipparcos-katalogen , takket være dens presisjon og antall observerte gjenstander.

• Orbitale binærfeller: omløpsperioden er av størrelsesorden for instrumentets observasjonsperiode, og bane kan faktisk beregnes.
• binær akselerasjon: omløpsperioden er veldig lang, og bare en variasjon eller til og med en bøyning av riktig bevegelse kan observeres.
• stokastiske binarier  : perioden er kort eller middels og amplituden liten, noe som resulterer i en tilsynelatende “tilfeldig” spredning av de enkelte målingene. I dette tilfellet, som i det foregående, er det bare ytterligere målinger som gjør det mulig å oppnå en komplett bane som i full streng kan rettferdiggjøre karakteren av binær.

Til dette må vi legge til dobbeltstjerner som vi observerer en ikke-orbital astrometrisk bevegelse for. I de fleste tilfeller kan det være veldig langvarige binærfiler, men det kan noen ganger være et par ikke-binære stjerner sett tilfeldig på samme synsfelt (dobbel optikk):

• doble variabler: hvis en av komponentene er variabel , endrer fotosentret i systemet sted i henhold til lysstyrken til den variable stjernen
• doble fotosentriske: hvis vi gjør astrometri i flere spektralbånd samtidig, og hvis de to komponentene har en annen farge, vil posisjonen til fotosentret variere med observasjonsbåndet.

I det følgende vil vi bare være interessert i dem hvis bane kan demonstreres, men uten å ta en antagelse om naturen til det sekundære objektet, enten det er stjerneklar, brun dverg eller planet .

Teori og anvendelse

Ligninger av bevegelse

Fotosentret beskriver en bane rundt barycenteret som vanligvis er homotetisk til den lyseste stjernen, men med en semi-hovedakse som kan være forskjellig i størrelse. Variasjonene i posisjon i ekvatoriale koordinater på himmelens tangensplan er skrevet: på0{\ displaystyle a_ {0}}

{Δαcos⁡δ=på01-e21+ecos⁡ν[cos⁡(ν+ω)synd⁡Ω+synd⁡(ν+ω)cos⁡Ωcos⁡Jeg]Δδ=på01-e21+ecos⁡ν[cos⁡(ν+ω)cos⁡Ω-synd⁡(ν+ω)synd⁡Ωcos⁡Jeg]{\ displaystyle \ left \ {{\ begin {matrix} \ Delta \ alpha \ cos \ delta = a_ {0} {\ frac {1-e ^ {2}} {1 + e \ cos \ nu}} \ left [\ 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.}

eller:

• • e = baneens eksentrisitet .
  • ν{\ displaystyle \ nu}= sann anomali , en funksjon av tiden som har gått siden overgangen til periapsis , omløpsperioden , datoen for overgangen til periastronen og eksentrisiteten.
  • ω{\ displaystyle \ omega}= vinkel mellom noden og periapsis .
  • Ω{\ displaystyle \ Omega}= posisjonsvinkel til stigende node .
  • i = helning , vinkel mellom det normale og banen til banen.

Massefunksjon

Selv om vi ikke ser bane til hver av komponentene, og heller ikke den relative bane til sekundæren rundt den primære, indikerer Keplers tredje lov i tilpassede enheter likevel at:

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

eller:

• • M 1 = massen til den primære stjernen i solmasse .
  • M 2 = masse av sekundærobjektet i solmasse .
  • a 1 = halv-hovedakse for bane til primæren rundt barycenter i lysbue .
  • a 2 = semi-hovedakse for bane til sekundæren rundt barycenter i lysbue .
  • a = a 1 + a 2 = semi-hovedakse til den relative banen i buesekund .
  • ϖ{\ displaystyle \ varpi}= årlig parallaks i buesekund
  • P = omløpstid i år .

På den annen side, per definisjon av tyngdepunktet , har vi derfor hvor brøkmassen til sekundæret er notert på1M1=på2M2{\ displaystyle a_ {1} M_ {1} = a_ {2} M_ {2}}på1=Bpå{\ displaystyle a_ {1} = Ba}

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

Likeledes, hvis vi merker oss

• • L 1 = lysstyrken til den primære stjernen i sollysstyrken i det observerte spektralbåndet ,
  • L 2 = lysstyrken til det sekundære objektet med de samme enhetene,
  • Δ{\ displaystyle \ Delta}m = -2,5 log ( L 2 / L 1 ) størrelsesforskjellen mellom komponentene,

da er avstanden fra fotosentret til det primære slik at det vil si hvor den brøkdelte lysstyrken er notert d{\ displaystyle d}dL1=(på-d)L2{\ displaystyle dL_ {1} = (annonse) L_ {2}}d=βpå{\ 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}}

Å kjenne denne forskjellen i størrelse ville gi tilgang til størrelsen på hver komponent, fordi størrelsen på det uløste objektet allerede er målt. Den halv-store aksen til fotocentrets bane er derfor

på0=(B-β)på{\ displaystyle a_ {0} = (B- \ beta) a}

Generelt er dette begrepet positivt, for eksempel når de to komponentene er i hovedsekvensen, men det motsatte tegnet kan også forekomme i visse tilfeller.

Keplers tredje lov viser således at en astrometrisk binær gir tilgang til massenes (og lysstyrkenes) funksjon.

(M1+M2)⋅(B-β)3=(på0ϖ)31P2{\ displaystyle (M_ {1} + M_ {2}) \ cdot (B- \ beta) ^ {3} = \ left ({\ frac {a_ {0}} {\ varpi}} \ right) ^ {3 } {\ frac {1} {P ^ {2}}}}

der variablene på venstre side er ukjente mens høyre side oppnås ved astrometrisk analyse.

Masser og lysstyrker

Vi ser at en enkelt ligning for de tre ukjente som er massene og størrelsesforskjellen, gir liten informasjon om arten til gjenstandene som er tilstede ... For å finne ut mer, må du enten ty til ytterligere hypoteser, eller være i nærvær av en spektroskopisk binær , når det er mulig.

• Det mest gunstige tilfellet oppstår når objektet også kan oppdages som en tospektroskopisk spektroskopisk binær (binær med navnet BS2 ). Foreningen er kraften, den astrometriske banen fjerner tvetydigheten i tilbøyeligheten som hindrer de spektroskopiske banene, og massene til hver komponent oppnås deretter. Ovennevnte massefunksjon gir da tilgang til størrelsesforskjellen. Massene og lysstyrken til hver komponent oppnås, som i eksemplet illustrert motsatt. I dette eksemplet oppdages stjernen som en stokastisk binær av Hipparcos , men nøyaktigheten av målingene tillater ikke å ha en bane. Også oppdaget som BS2 med periode 4,5 år av Coravel-spektrometeret, vil kombinasjonen av astrometriske og spektroskopiske målinger indikere at M 1 = 0,7, M 2 = 0,6 solmasse, m = 1,8 størrelser.Δ{\ displaystyle \ Delta}
• Når objektet kun er kjent som en ett-spektrum spektroskopisk binær ( SB1 ), går ikke alt tapt. I et slikt tilfelle hjelper ikke bare den spektroskopiske bane med å bestemme alle baneparametrene, men også den sekundære kan betraktes som mye lavere enn den primære. Derfor kan vi vurdere det og . Fargen og den absolutte størrelsen på det uløste objektet er derfor i det vesentlige den primære. Ved hjelp av en modell tilnærmer vi massen til den primære, og massen til den sekundære blir trukket fra massefunksjonen ovenfor. Dette er selvfølgelig bare en tilnærming.β≈0{\ displaystyle \ beta \ approx 0}på0≈på1{\ displaystyle a_ {0} \ approx a_ {1}}

Påvisbarhet

Oppdagelsen, bekreftelsen, bane-presisjonen avhenger av størrelsen på den semi-store aksen til fotocentrets bane, eller i alle fall av den relative feilen derpå. Gitt forholdene ovenfor:

• Det vil bli kjent desto mer presist jo nærmere objektet er (stor parallaks).
• Når det gjelder masser og lysstyrker, er det to ekstreme tilfeller. Når , for eksempel for to tvillingobjekter, ikke kan observeres noe astrometrisk signal. Likeledes når den sekundære følgesvennen har en veldig liten masse og veldig lav lysstyrke sammenlignet med den primære, og dette er spesielt tilfelle for ekstrasolare planeter . Kapasiteten til deteksjon ved astrometri er optimal når den er maksimal.B≈β{\ displaystyle B \ approx \ beta}|B-β|{\ displaystyle | B- \ beta |}
• For gitte masser og lysstyrker vil følsomheten derfor være bedre i lange omgangsperioder, så lenge observasjonstidsbasen er lang nok.på0∝P2/3{\ displaystyle a_ {0} \ propto P ^ {2/3}}
• Til slutt, i motsetning til visuelle binærfiler som det er den relative bevegelsen av de to komponentene som måles for, krever påvisning av astrometriske binærfiler å ha en veldig presis referanseramme for å minimere systematiske feil, en av grunnene til å forklare behovet for et astrométrie- rom.

Observasjonsinstrumenter

• Tidligere sirkler meridianene
• Hipparcos og Gaia- satellittene
• The Hubble Space Telescope

Bibliografi

• Bessel FW, On the Variations of the Proper Motions of Procyon and Sirius , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 6, 1844, s.  136
• van der Kamp P., Astrometric Study of Barnards Star from Plates Taken with the 24-inch Sproul Refractor , Astronomical Journal, 68, 1963, s.  515
• van der Kamp P., Usynlige stjernekammerater , Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk, 13, 1975, s.  295
• Flammarion C., Himmelens stjerner og kuriositeter , populært astronomitillegg, Marpon og Flammarion, Paris, 1882
• Lippincott SL, Astrometric analysis of Lalande 21185 , Astronomical Journal, 65, 1960, s.  445
• Peters CAF, Über die eigene Bewegung des Sirius , Astronomische Nachrichten, 32, 1851, s.  1
• Strand K. Aa., 61 Cygni as a Triple System , Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 55, 1943, s.  29

Se også

Interne lenker

• Spektroskopisk binær
• Binær stjerne ,
• Hipparcos (satellitt)
• Gaia (satellitt)

Eksterne linker

• "Double stars: from stars with large separations to X binaries", School of Goutelas Astronomy 2000
• Binære og flere systemer , "Windows on the Universe" -opplæring, Paris Observatory
• [PDF] Dobbelt- og flere stjerner med Gaia