Binárias Visuais Binárias Espectroscópicas

Estrelas Binárias

binarias
Binária visual Kruger 60 observada no Observatório de Yerkes
É importante diferenciar estrelas binárias reais das estrelas duplas aparentes, ou binárias aparentes, em que duas estrelas estão próximas no céu, mas a distâncias diferentes da Terra e parecem duplas somente por efeito de projeção.
algol
O sistema binário eclipsante Algol
Mizar
Imagem atual obtida com o interferômetro ótico Navy Prototype Optical Interferometer no Arizona, com seis telescópios, compreendendo 15 minutos de arco, de Mizar A (2,27 mag), uma binária espectroscópica descoberta em 1889, Mizar B (3,95 mag), a 15 segundos de arco de distância, e a estrela variável Alcor (4,04 a 4,07 mag).
BigDipper
Posição de Mizar na constelação de Ursa Major, também conhecida como Big Dipper, do hemisfério norte.
Mizar1
Mizar2
Dois espectros obtidos por Pickering em 27 de março e 5 de abril de 1887. A linha K do cálcio (3934 Å) é dupla no primeiro espectro e simples no segundo. A outra linha, muito mais forte, é a linha Hepsilon do hidrogênio.

alcor

Tipos de sistemas binários:



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 movimento observado mostra a órbita relativa aparente. A órbita relativa tem a mesma forma das órbitas individuais, e o tamanho é igual à soma dos tamanhos das órbitas individuais. A estrela mais massiva fica no foco da órbita relativa. Somente para aqueles sistemas com períodos menores que poucas centenas de anos, as órbitas relativas podem ser determinadas com precisão. Os parâmetros observados são o ângulo de separação aparente e o período.

A órbita relativa observada em geral não coincide com a órbita relativa verdadeira, uma vez que esta em geral não está no plano do céu. Os focos das órbitas aparentes não coincidem com os focos das órbitas verdadeiras e, portanto, a estrela mais brilhante (chamada primária) vai aparecer fora do foco da órbita aparente. A distância da estrela ao foco permite saber a inclinação da órbita verdadeira em relação ao plano do céu, e assim determinar os parâmetros da órbita verdadeira.

arco Seja:

O semi-eixo maior a será:

a=r sen \alpha
com a e r na mesma unidade, ou:
a(UA) = \alpha(^{\prime\prime}) \times r (pc)
já que sen\alpha\simeq \alpha, para ângulos pequenos e $\alpha$ em radianos, e existem 206 265" em um radiano.

A soma das massas das duas estrelas é dada pela 3a Lei de Kepler:

(M + m) = \frac{4\pi^2}{G}\frac{(r\times \alpha)^3}{P^2}

Para massas em massas solares e períodos em anos,
(M_1 + M_2) = \frac{(r\times \alpha)^3}{P^2}

Para conhecer a massa de cada estrela, é necessário investigar o movimento individual de cada estrela para saber a distância de cada uma ao centro de massa.
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centro de massa
Exemplo: Sírius A e Sírius B formam um sistema binário cuja órbita relativa verdadeira tem semi-eixo maior de 7,5". A distância do Sol a Sírius é de 2,67 pc (1 pc = 206 265 UA). O período orbital do sistema é de 50 anos.

sirius
a) Qual é a massa do sistema?
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b) Se a distância de Sírius B ao centro de massa é o dobro da distância de Sírius A ao centro de massa, qual é a massa e cada estrela?
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Massas de Binárias Espectroscópicas de Linhas Duplas

Doppler Doppler

Pelo efeito Doppler, descoberto em 1842 pelo físico e matemático austríaco Johann Cristian Doppler (1803-1853), o comprimento de onda de uma fonte que está se movimentando com velocidade v, incluindo a correção relativística, é deslocado por:

\Delta \lambda}{\lambda} = \frac{v}{c}\cos \theta
	 (\frac{1}{1-\frac{v^2}{c^2}})^{1/2}
onde tex2html_wrap_inline159 é o ângulo entre o vetor velocidade e a linha de visada. Se a velocidade for muito menor que a velocidade da luz, e considerando vr como a componente de velocidade na direção do observador:
$\frac{\Delta \lambda}{\lambda} = \frac{v_r}{c}$
besp

Seja tex2html_wrap_inline163 a separação da componente 1 ao centro de massa, e seja tex2html_wrap_inline165 sua velocidade orbital. Então tex2html_wrap_inline167 e tex2html_wrap_inline169, e por definição de centro de massa tex2html_wrap_inline171, de modo que:
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centro de massa
Seja tex2html_wrap_inline173 a massa do Sol. Pela 3a lei de Kepler:
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Exemplo: Seja um sistema binário de período 17,5 dias (=0,048 anos), e tal que tex2html_wrap_inline165 = 75 km/s, e tex2html_wrap_inline177 = 25 km/s. Qual é a massa de cada estrela?


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Mas como:
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binaria
Mas de fato, o que medimos é o limite inferior das massas, pois tex2html_wrap_inline179, tex2html_wrap_inline181, tex2html_wrap_inline183, tex2html_wrap_inline185 e, portanto, temos:
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Como o seno de qualquer ângulo é sempre menor que 1, a massa real será maior ou igual à massa medida.

Transferencia de Massa Transferência de massa entre binárias próximas
Algumas estrelas são binárias interagentes, como Algol, a binária eclipsante descoberta pelo alemão John Goodricke (1764-1786) em 1782, que a cada 2,867315 dias reduz seu brilho em uma magnitude por aproximadamente 10 horas e têm uma separação média de 10,5 milhões de km a uma distância de 100 anos-luz; as variáveis cataclísmicas, binárias próximas compostas de uma estrela vermelha e uma anã branca, as variáveis simbióticas, também compostas de uma estrela vermelha e uma anã, mas mais distantes, e as binárias de raio-X, em que a companheira vermelha orbita uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Simulações


A velocidade radial é medida através do efeito Doppler. A primeira medida de velocidade radial foi feita visualmente pelo astrônomo americano James Edward Keeler (1857-1900) em 1890/1891, utilizando um espectroscópio com rede de dispersão no telescópio de 1m do Observatório Lick, mas as primeiras medidas confiáveis foram obtidas entre 1888 e 1892 pelos alemães Hermann Carl Vogel (1841-1907) e Julius Scheiner (1858-1913), com o 80 cm de Postdam, com o desenvolvimento do espectro fotográfico.

Nono catálogo de binárias espectroscópicas, contendo 2386 sistemas.

proxima Fotometria
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Modificada em 24 set 2007