Spektroskopik ikili

Bir tayfsal çift sistem nesneleri bir çift yörünge hareket varyasyon ile kanıtlanır radyal hız birinin ya da her iki bileşen sistemi . Bu hız, bir kullanılarak ölçülür spektrograf ile yer değiştirme gözlemleyerek, Doppler Fizeau etkisi ait spektral çizgilerin nedeniyle görüş hattı boyunca orbital hızına yıldız. Bu yöntem tarihsel olarak birçok ikili yıldızı tespit etmek için kullanıldı ve bugün de kullanılmaya devam ediyor, ancak aynı zamanda 1990'lardan beri birçok güneş dışı gezegenin (dış gezegenler) tespit edilmesine de yol açtı .

Tarihi

Hermann, Carl Vogel salınımlı fenomen gözlemlemek için ilk Algol hatları en Potsdam Observatory olarak,Kasım 1889(Vogel, 1890): Bu tutulma ikilisinin minimum ışık eğrisinden önce , yıldız bu minimumdan sonra yaklaşırken Güneş'ten uzaklaştı. Algol'un ikiyüzlülüğü böylelikle bağımsız olarak doğrulanmakla kalmadı, aynı zamanda Vogel Algol ve onun " yoldaşının " çaplarının ve " güneş kütlesinin 4/9 ve 2 / 9'unun " ilgili kütlelerinin bir tahminini de verdi . Gerçekte, Algol artık en azından üçlü bir sistem olarak biliniyor, tutulma çifti ayrı ayrı kütleler olarak 3.6 ve 0.8 güneş kütlelerine sahip .

Aynı anda açıkladığı Edward Charles Pickering 13 Kasım 1889 tarihinde, iki spektral spektroskopik ikili, ilk keşif (Aitken, 1964, 1889 Ağustos gösterir) Mizar kaynaklanmaktadır, Antonia C. Maury , yeğeni Henry Draper 'de, Harvard Gözlemevi (Pickering, 1890). Mizar, aslında , Mizar A ve Mizar B bileşenlerinin her biri spektroskopik ikili olan ve onu dörtlü bir yıldız yapan görsel bir ikilidir . Bu nedenle Maury, Mizar A'yı gözlemleyerek kalsiyumun K spektral çizgisinin 52 günlük periyodiklikle bazen bulanık, bazen iki katına çıktığını fark etti . Daha sonra formüle edilen hipotez, Mizar A'nın " kendisinin " yaklaşık olarak aynı parlaklığa sahip bileşenlere sahip bir çift yıldız olduğu ve görsel olarak çözüme kavuşturulamayacak kadar sıkı olduğuydu. Ayrıca sistemin devir süresinin 104 gün olması. (Pickering, 1890). Gerçekte, periyot 20,5 gündür, aşırı derecede eksantrik yörüngeden ve ana eksenin yöneliminden kaynaklanan hata . 1908'de Mizar B de spektroskopik bir ikili olarak keşfedildi, ancak ikincilin çizgileri görülemeyecek kadar zayıftı.

Bilinen spektroskopik ikili dosyaların sayısı o zamandan beri istikrarlı bir şekilde artmıştır. On 1 st Temmuz 2003, 9 inci ikili spektroskopik Yörüngeler S Katalog B 9 yılında 1469 karşı 1985 sistemleri, sistemler hakkında 1999 yörüngelerini içeren 8 inci 1989 yılında Kataloğu.

Enstrümantasyondaki ilerleme, radyal hızlarda artık m / s'den daha iyi hassasiyetle, çok küçük parazitlerin ölçülmesini mümkün kılıyor, gezegen arkadaşları nedeniyle ve artık sadece yıldızlara ait olanlar değil.

Sınıflandırma

Spektrum analizi , birkaç ikili durumu birbirinden ayırır:

Yalnızca en parlak yıldızın çizgilerinin hareketi ölçülebildiği zaman, BS1 ( İngilizce SB1 ) adı verilen tek bir spektruma sahip ikili kodlar . Bu özellikle güneş dışı gezegenlerin ev sahibi yıldızları için geçerlidir .
İki bileşenin çizgilerinin hareketi görüldüğünde BS2 adı verilen iki spektralı ikili dosyalar .
Üçlü sistem için BS3 , daha nadir.
spektrum ikili. Burada spektrum, iki yıldızın spektral bilgilerini içerir, ancak yörünge hareketi belirlenmemiştir. Aynı görüş hattında tesadüfen iki nesne de olabilir, aynı şekilde gözlemlenen bir çift yıldız, uzun periyotlu bir görsel ikili veya bir çift optik olabilir .

Teori ve Uygulama

Hareket denklemleri

Basit bir Kepler hareketi çerçevesinde, sistemin her bir bileşeni baris merkezinin etrafındaki bir yörüngeyi tanımlar . Bu hareketin görüş hattı boyunca izdüşümü zamanına göre türetilerek, r = r sin i sin (ν + ω) burada r yarıçap vektörüdür ve ayrıca baris merkezinin uzaydaki uygun hızını hesaba katarak , her bileşen için (ihmal edilen bileşenlerin indisleri 1,2) radyal hız gözlemlenir:

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

km / s ile

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

km / sn

veya:

- V γ = km / s cinsinden görüş hattı boyunca bariyer merkezinin hızı.
- K 1 (sırasıyla K 2 ) = Birincil (ikincil ikincil) radyal hız eğrisinin km / s cinsinden (yarı) genliği.
- a 1 (sırasıyla a 2 ) = astronomik birimdeki baris merkezinin etrafındaki birincil (ikincil) yörüngesinin yarı-ana ekseni .
- e = yörüngenin eksantrikliği .
- Jülyen gününde P = yörünge periyodu .
- ν = gerçek anomali , periastrona geçişin T tarihinden itibaren geçen zamanın , yörünge periyodunun ve eksantrikliğin işlevi .
- ω 1,2 = düğüm ve periapsis arasındaki açı. ω 1 yıldız gözlemciden uzaklaştığında yükselen düğümden ölçülür ve ω 2 = ω 1 + π.
- i = eğim , yörünge düzlemi ile normal arasındaki açı ve görüş hattı.

Kütle işlevi

İkililerin ilgisi, kütlelerin belirlenmesinde ilk sırada yer alır. Biz tarafından ifade ederse M 1 (sırasıyla. M 2 ) birincil yıldızı (sırasıyla. İkincil) kütlesi güneş kütlesinin , şimdi kullanabilirsiniz Kepler'in üçüncü yasası (Bkz astrometrik ikili ). Daha sonra, spektroskopik bir ikilinin, güneş kütlesinde tanımlanan kütle fonksiyonuna şu şekilde erişim sağladığını görüyoruz :

{\ 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 \ yaklaşık 1.035753 \ times 10 ^ {- 7} \, \, K_ { 1} ^ {3} (1-e ^ {2}) ^ {3/2} P}

sol taraftaki değişkenler bilinmezken, sağ taraf radyal hız eğrisinin t zamanının bir fonksiyonu olarak analiz edilmesiyle elde edilir . Periyot (gün olarak ifade edilir) genellikle, T'nin periastron zamanı olduğu φ = ( tT ) / P fazında katlanan ışık eğrisi sayesinde belirlenir ve periyodik olarak görünür. Yörünge K'nin saniyede kilometre olarak ifade edilen genliği, Doppler etkisi kullanılarak radyal hızların ölçülmesiyle elde edilir . Radyal hız eğrisi, uygun şekilde örneklenirse, eğim hariç tüm yörünge parametrelerinin elde edilmesine izin verir. Bu sınırlamadan dolayı, eğimin elde edilmesi (genellikle) çok zor olduğundan, bileşenlerin tek tek kütlelerine doğrudan erişim sağlanamaz.

Bir BS2 durumunda, aynı zamanda, çünkü kütle oranı erişebilir M 2 / M 1 = K 1 / K 2 . Benzer şekilde, yukarıdaki K 1 genliğinin tanımını tersine çevirerek, yarı büyük eksenin, astrometrik yörüngelerde olduğu gibi açısal (mesafeye bağlı olarak) değil, mutlak birimler halinde elde edilebileceği görülmektedir . Ancak, yine, günah i faktörüne indirgenmiştir .

Temel parametreler

Yine de her bileşenin kütleleri hakkında bilgi sahibi olmak için birkaç yöntem vardır:

En kötü durum, bir BS1 için ek ölçüm olmadığında ortaya çıkar. Birincil yıldızın türü en azından kabaca bilindiği için, M 1 tahmini mümkündür. Geriye, yalnızca ikincil olanın minimum kütlesini bilmemize izin veren bilinmeyen eğim kalır. İstatistiksel olarak, gözlemcinin ayrıcalıklı bir konuma sahip olmadığı ve tüm yönelimlerin eşit derecede olası olduğu gerçeğini kullanabiliriz. Daha sonra ortalama olarak sin i = π / 4 olduğunu gösterebiliriz . Polarimetri ile eğimi elde etmek bazen mümkün olsa da, problem BS2 için de aynıdır .

İkili aynı zamanda astrometrik ikili olarak biliniyorsa durum düzelir , daha sonra eğimi bilmeye izin verir. Bir BS2 için, bireysel kütleler bu nedenle tamamen dinamik bir şekilde elde edilir. Bir BS1 için, tersine, birincilin kütlesi üzerine bir varsayım yapmalıyız.

Daha da iyisi, eğer çift aynı zamanda görsel bir ikili veya interferometrik bir ikili ise : Bir BS2 için, kütlelere ek olarak paralakstan ve parlaklıklardan bağımsız bir mesafe tahmini elde ederiz. Bir BS1 için, mesafe önceden biliniyorsa kütleler elde edilir.

Kraliyet yolu, tutulma ikilileriyle ilgilidir (cf. Algol ), daha sonra bir model kullanılarak elde edilen eğimin (bir tutulmanın meydana gelmesi için 90 dereceye yakın) bir tahminini sağlar. Daha sonra yıldızların kütlelerine, parlaklığına, ışınlarına, sıcaklıklarına erişebiliriz.

Tespit edilebilirlik

Yukarıdaki formüllerden, spektroskopik çiftlerin (veya güneş dışı gezegenlerin ) algılama yetenekleri hakkında aşağıdaki sonuçlar çıkarılabilir :

İkincil nesne ne kadar büyükse, algılaması o kadar kolay olur.
Kitlesel veriler için, büyüklüğü ifade etmek için 3 e Kepler yasasını eklemek, kısa yörünge dönemleri, çok sıkı çiftler ile duyarlılık geliştirildi. ${\ displaystyle K_ {1} \ propto P ^ {- 1/3}}$
Maksimum hız, i = 90 derece olduğunda elde edilir , yörüngenin düzlemi görüş hattına paraleldir.

Gözlem aletleri

Coravel, Elodie, Coralie, Harps spektrografları ( Cenevre Gözlemevi / Haute-Provence Gözlemevi / Avrupa Güney Gözlemevi )

Kaynakça

Aitken RG, ikili yıldızlar , 1964, Dover Yayınları
Heintz WD, Çift yıldızlar , 1978, Reidel
Pickering EC, zeta Ursae Majoris spektrumu üzerine , Gözlemevi, 13, 1890, s. 80
(de) Hermann Carl Vogel , " Spectrographische Beobachtungen an Algol " , Astronomische Nachrichten , cilt. 123, n O 19,Ocak 1890, s. 289-292 ( DOI 10.1002 / asna.18901231902 , Bibcode 1890AN .... 123..289V , çevrimiçi okuma [ [GIF] ], erişim tarihi 5 Eylül 2015 )

Notlar ve referanslar

Entry " spektroskopik ikili " üzerine TERMIUM Plus'ın , veritabanı terminolojisi ve dilin arasında Kanada Hükümeti Ağustos 3, 1998 güncellenen (erişilebilir 2015 5 Eylül )
(in) Giriş " spektroskopik ikili " [ "spektroskopik ikili"] içinde Mohammad Heydari-Malayeri , Astronomi ve Astrofizik bir Etimolojik Sözlüğünde [ "Astronomy and Astrophysics etimolojik bir Sözlüğü"], Paris , Paris Gözlemevi , 2005-2015 (erişim tarihi 5 Eylül 2015)