Visuel binær

En visuel dobbeltstjerne er et par nærliggende stjerner på himlen, hvis to komponenter kan observeres separat med et instrument såsom et teleskop , og denne definition afhænger derfor især af instrumentets opløsningskraft . Blandt disse er visuelle binærfunktioner dem, hvis binære stjerneegenskab afsløres generelt ved den relative orbitalbevægelse af sekundæret omkring det primære.

Historisk

Visuelle fordoblinger

Selvom Mizar og hans rytter Alcor med deres 12'-adskillelse sandsynligvis har tjent som en test af synsstyrke siden oldtiden, kommer den første brug af udtrykket "dobbeltstjerne", der er kommet ned til os, fra Ptolemaios i Almagest (Vol. VII-VIII, ~ 137): det handler om v 1 og v 2 Sagittarii, adskillelse 14 ', angivet som "  Quæ in oculo [of Sagittarius] est nebulosa et bina  " ( jf. Peters & Knobel 1915).

Anden handling vil blive spillet med udviklingen af ​​instrumentering: opfindelsen af ​​det astronomiske teleskop . Dobbeltstjerners historie fastholder, at den første "teleskopiske" dobbeltstjerne er Mizar , men afviger med hensyn til opdageren: var jesuitfaderen Giovanni Baptista Riccioli i 1650 forud af Benedetto Castelli og beskrev til sin tidligere herre Galileo ,7. januar 1617"  Una delle belle cose che siano in cielo  "? Ikke desto mindre er resultaterne af de første dobbelt stjerner spredt fra midten af XVII th  århundrede:

Opdagelse af visuelle dobbeltstjerner
Dateret Stjerne Forfatter Beliggenhed
01-1617 Mizar Benedetto Castelli Pisa?
04-02-1617 θ 1 Orionis (A, B, C) Galileo Bellosguardo
1650 Mizar Fader Giovanni Baptista Riccioli Bologna
1656 θ 1 Orionis (A, B, C) Christian Huygens (genopdaget) Holland
20-03-1673 θ 1 Orionis (D) Abbed Jean Picard
1664 γ Arietis Robert hooke England
12-1685 α Crucis Fader Fontenay Kap af godt håb
1689 α Centauri Fader Richaud Pondicherry
1719 Bæver James Bradley England
1753 61 Cygni James Bradley England

Disse var tidlige opdagelser tilfældigt, som sandsynligvis blev anset for at være dobbeltoptik , og der blev ikke foretaget nogen systematisk undersøgelse, før Christian Mayer havde afsluttet den første katalog af dobbeltstjerner i Mannheim. I 1777-1778 ( Bode 1781).

Den tredje akt er identifikationen af visuelle binære filer i det tidlige XIX th  århundrede, hvilket ville give et stærkt incitament til indsamling af dobbelt stjerner, fordi den kredsende bevægelse havde råd til at "veje" stjernerne - og være foruden den eneste direkte metode til gør det.

De vigtigste kataloger over dobbeltstjerner
Dateret Forfatter (katalog) Antal par
1781 Christian Mayer 60
1782 William Herschel 269
1785 William Herschel 454
1827 Friedrich Georg Wilhelm von Struve (STF) 3112
1906 Sherburne Wesley Burnham (BDS) 13665
1932 Robert Grant Aitken (ADS) 17180
1963 Jeffers, van de Bos, Greeby (IDS) 64247
1994 Dommanget & Nys (CCDM) 34031
1997 Hipparcos (DMSA) 23882
Maj 2000 Washington Double Star Catalog (WDS) 83286
2002 Tycho dobbeltstjernekatalog (TDSC) 103259

Antallet af opdagere er meget større end ovenstående liste antyder; Uden at være i stand til at navngive dem alle, kan vi for eksempel nævne sønner af Herschel ( John ) eller Struve ( Otto ). På den anden side indeholder de nævnte kataloger på den ene side dobbelt (eller flere) stjerner, der kan være optiske dobbelt såvel som ægte binære, og på den anden side er de delvist overflødige: med hensyn til ren opdagelse ser det ud til, at vi burde tildele omkring 2640 til Wilhelm Struve, 1260 til Burnham, 4500 til Aitken og Hussey, mindst 2996 til Hipparcos, 13250 til Tycho.

Visuelle binære filer

Den første bekræftelse af eksistensen af ​​visuelle binære filer blev foretaget af astronom-musikken William Herschel den1 st juli 1802foran Royal Society . Det var også ved denne lejlighed, at han forklarede forskellen mellem, hvad Ptolemaios havde udpeget som en "dobbeltstjerne", og hvad han derefter kaldte en binær stjerne: "  hvis en bestemt stjerne skulle være placeret i en hvilken som helst, måske enorm, afstand bag en anden, og men lidt afvigende fra den linje, hvor vi ser den første, skal vi se ud som en dobbeltstjerne. Men disse stjerner, der er helt uden forbindelse, ville ikke danne et binært system. Hvis to stjerner tværtimod virkelig skulle placeres meget tæt på hinanden; og på samme tid så langt isoleret, at de ikke påvirkes væsentligt af nabostjerner, forbliver forenede af båndet mellem deres gensidige tyngdekraft mod hinanden  ”(Herschel 1802).

Ideen i sig selv var ikke ny, for Christian Mayer i 1779 havde overvejet muligheden for små soler, der kredsede om større, men Herschel (1782) havde distanceret sig på det tidspunkt og anså denne hypotese for tidligt. I denne debat argumenterede Lambert i 1761 for, at en binær skulle præsentere en orbital bevægelse, at dette ikke var blevet observeret, og at dobbelt skal generelt være optisk dobbelt. I mellemtiden, John Michell havde (1767), der anvendes en mere subtil (dog ikke helt korrekt) statistisk argument beviser, at tværtimod, at sandsynligheden var for lav til at finde to stjerner så tæt udtages tilfældigt en magnitude- begrænset stikprøve af uafhængige stjerner : "  det er meget sandsynligt, i særdeleshed, og ved siden af en vished i almindelighed, at sådanne dobbelt stjerner ... rigtig bestå af stjerner placeres sammen, og under indflydelse af nogle generelle lov  ".

Ellers kunne observation af parternes forskellige lysstyrke (den lyseste kan være på forhånd ) hjælpe med at måle de korrekte bevægelser og Bode i hans kommentarer til Mayers katalog og foreslog at studere relativ bevægelse af dobbeltstjerner. Ved hjælp af et lignende argument satte Herschel (1782) sig i gang med at måle stort antal par omhyggeligt, begyndende med11. november 1776med θ 1 Orionis. Han forsøgte at måle en differentiel årlig parallaks efter forslaget, der blev gjort et halvt århundrede tidligere af den berømte forsvarer af heliocentrisme : "... hvilke store fremskridt for astronomi? For på denne måde kunne vi ud over at etablere den årlige bevægelse lære stjernens størrelse og afstand at kende. »(Galileo 1632).

Paradoksalt nok ville Herschel ikke bidrage til dette sidste punkt: det var først, før Bessel 35 år senere fik den første parallaksmåling. På den anden side ville han i en grundlæggende artikel af studiet af binærfiler (1803) give en liste over orbitale par, Castor i spidsen. Ikke kun blev kontroversen om den fysiske karakter af et antal dobbelt systemer afgjort, men vejen var åben for både at bevise, at Newtons tyngdelov virkelig var universel, da den var gyldig uden for solsystemet  ; og til sidst at stjernerne kunne have en anden absolut størrelse , da objekter af det samme par, derfor på samme afstand, ofte havde en signifikant forskel i størrelsesorden (Herschel alligevel fortsatte med at overveje i årevis, at lysstyrke var en indikator for afstand).

Hvad det første punkt angår, måtte vi stadig vente et kvart århundrede for at bevise det, da Félix Savary (1827) beregnede, hvordan man rekonstruerer parrets bane, et ikke-trivielt problem, fordi den observerede bane er projektionen på tangentplan af himlen i den sande bane. Den første "digitale anvendelse" af Savary var for ξ Ursae Majoris , i perioden 60 år, idet denne dobbelt blev opdaget af Herschel,2. maj 1780, hans søn John Herschel genberegner kredsløb i 1831.

Forskning og bestemmelse af baner vil derefter fortsætte gennem hele XIX th og XX th  århundreder. Den Katalog over dobbelt og flere stjerner i relativ bevægelse nogle af Camille Flammarion indeholdt 819 par i 1878.1 st marts 2005, det sjette katalog over visuelle binære stjernebaner indeholdt 1.832 baner på 1.745 systemer.

Klassifikation

Det er klart, at de visuelle dobbeltstjerner er opdelt i:

Denne sidste kategori kan også være astrometrisk , hvis positionerne på himlen for hver komponent kunne måles nøjagtigt med astrometri (for eksempel Hipparcos eller HST ).

I det følgende vil vi kun være interesseret i dem, hvis Keplerian-bane kan demonstreres.

Teori og anvendelse

Bevægelsesligninger

Banen for den sekundære stjerne i forhold til den primære er en homotetisk bane til hver komponent omkring massecentret. Vi kan henvise til de astrometriske binærfunktioner, hvor bevægelsesligningerne i ækvatoriale koordinater er beskrevet, med forskellen, at vinklen mellem nodernes linje og hovedaksen i det rigtige kredsløbs plan her refererer til sekundær, med ω 2 = ω 1 + π , og at halv-hovedaksen a er den relative bane.

Men siden Herschels (William) arbejde identificeres sekundærens relative positioner normalt i polære koordinater: adskillelsen ρ (i buesekund) mellem komponenterne og positionsvinklen θ tælles positivt ved fra nord til øst fra Herschel (John). De observerede data giver ρ sin θ = - Δα cos δ og ρ cos θ = - Δδ , hvor Δα og Δδ er variationerne i ækvatoriale koordinater på grund af den orbitale bevægelse alene, og hvis ekspression er kendt som en funktion af de orbitale parametre .

Masser og lysstyrker

Keplers tredje lov modificeret af Newton er skrevet en 3 / P 2 = GM / (4 π 2 ), hvor M er den totale masse af et system, G den gravitationskonstanten , P perioden, og har den halve storakse i kredsløb.

I fysiske enheder tilpasset problemet med dobbeltstjerner har vi derfor:

eller:

At kende banen (højre side) giver derfor adgang til summen af ​​masserne, problemet er at kende stjernens parallaks. For at opnå de enkelte masser skal den visuelle binære også være:

Af mangel på noget bedre kan vi bruge et forhold mellem masse og lysstyrke , men de opnåede masser er ikke længere kun orbitale.

Individuelle størrelser er tilgængelige, når systemet er løst, og iboende lysstyrker opnås, hvis parallaks er kendt.

Observationsinstrumenter

Mange observationsteknikker er udviklet til at observere og måle dobbeltstjerner. I datoen for20. november 2005blev 588.822 dobbeltstjernemålinger i WDS-kataloget og den gennemsnitlige adskillelse i buesekund mellem komponenter opdelt i:

WDS-målinger
Observationsinstrument % måler Adskillelse (")
Ramme + mikrometer 58 8,08
Astrograf 11 21,62
Hipparcos og Tycho 9 11.17
Fotografering med lang brændvidde 6 21.44
Scab interferometri 6 0,92
Teleskop + mikrometer 6 6.24
CCD- astrometri 1 15.46
Meridian cirkel 1 34.22
Andet (18 metoder) 2 0,12 - 50

Andre observationsmidler er den interferometriske optiske (~ 0,17 "), Rumteleskopet Hubble (~ 1"), dagslyssensoren (~ 48 "), den adaptive optik (~ 2,4"), den interferometri lange base (~ 0,12 ") , skjulte tiltag (~ 4,5 ") osv.

Bibliografi

For generelle arbejder, se:

Se også

Relaterede artikler

eksterne links