Binario visual
Una estrella doble visual es un par de estrellas cercanas en el cielo cuyos dos componentes se pueden observar por separado con un instrumento como un telescopio , por lo que esta definición depende en particular del poder de resolución del instrumento. Entre estos, los binarios visuales son aquellos cuya propiedad de estrella binaria se revela en general por el movimiento orbital relativo de la secundaria alrededor de la primaria.
Histórico
Dobles visuales
Aunque Mizar y su jinete Alcor , con sus 12 'de separación, probablemente han servido como prueba de agudeza visual desde la antigüedad, el primer uso del término "estrella doble" que nos ha llegado proviene de Ptolomeo en el Almagesto (Vol. VII-VIII, ~ 137): se trata de ν 1 y ν 2 Sagittarii, de separación 14 ', indicado como " Quæ in oculo [de Sagitario] est nebulosa et bina " ( cf. Peters y Knobel 1915).
El segundo acto se jugará con el desarrollo de la instrumentación: la invención del telescopio astronómico . La historia de las estrellas dobles retiene que la primera estrella doble "telescópica" es Mizar , pero diverge en cuanto al descubridor: fue el padre jesuita Giovanni Baptista Riccioli en 1650 fallecido antes de Benedetto Castelli , describiendo a su antiguo maestro Galileo , el7 de enero de 1617" Una delle belle cose che siano in cielo "? Sin embargo, los resultados de las primeras estrellas dobles se encuentran dispersos a partir de mediados del XVII ° siglo:
| Con fecha de | Estrella | Autor | Localización |
|---|---|---|---|
| 01-1617 | Mizar | Benedetto Castelli | Pisa? |
| 04-02-1617 | θ 1 Orionis (A, B, C) | Galileo | Bellosguardo |
| 1650 | Mizar | P. Giovanni Baptista Riccioli | Bolonia |
| 1656 | θ 1 Orionis (A, B, C) | Christian Huygens (redescubierto) | Países Bajos |
| 20-03-1673 | θ 1 Orionis (D) | Abad Jean Picard | |
| 1664 | γ Arietis | Robert Hooke | Inglaterra |
| 12-1685 | α Crucis | Padre Fontenay | Cabo de Buena Esperanza |
| 1689 | α Centauri | Padre Richaud | Pondicherry |
| 1719 | Castor | James Bradley | Inglaterra |
| 1753 | 61 Cygni | James Bradley | Inglaterra |
Estos fueron los primeros descubrimientos hechos por casualidad, que probablemente se pensó que eran ópticas dobles , y no se llevó a cabo ningún estudio sistemático hasta que Christian Mayer completó el primer Catálogo de estrellas dobles en Mannheim en 1777-1778 ( Bode 1781).
El tercer acto es la identificación de los binarios visuales a principios del XIX ° siglo, lo que daría un fuerte impulso a la recogida de las estrellas dobles, debido a que el movimiento orbital podía permitirse el lujo de "sopesar" las estrellas - y ser además el único método directo hazlo.
| Con fecha de | Autor (catálogo) | Numero de parejas |
|---|---|---|
| 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 y Nys (CCDM) | 34031 |
| 1997 | Hipparcos (DMSA) | 23882 |
| Mayo de 2000 | Catálogo Washington Double Star (WDS) | 83286 |
| 2002 | Catálogo de doble estrella Tycho (TDSC) | 103259 |
El número de descubridores es mucho mayor de lo que sugiere la lista anterior; Sin poder nombrarlos a todos, podemos mencionar por ejemplo a los hijos de Herschel ( John ) o Struve ( Otto ). Por otro lado, los Catálogos mencionados contienen por un lado estrellas dobles (o múltiples) que pueden ser tanto ópticas como binarias verdaderas y por otro lado son en parte redundantes: en términos de puro descubrimiento parece que deberíamos conceda aproximadamente 2640 a Wilhelm Struve, 1260 a Burnham, 4500 a Aitken y Hussey, al menos 2996 a Hipparcos, 13250 a Tycho.
Binarios visuales
La primera confirmación de la existencia de binarios visuales fue hecha por el astrónomo-músico William Herschel el1 st de julio de 1,802 milfrente a la Royal Society . También fue en esta ocasión cuando explicó la diferencia entre lo que Ptolomeo había designado como una "estrella doble" y lo que luego llamó una estrella binaria: " si una determinada estrella debe estar situada a una distancia, tal vez inmensa, detrás de otra, y pero desviándonos poco de la línea en la que vemos la primera, deberíamos tener la apariencia de una estrella doble. Pero estas estrellas, al estar totalmente desconectadas, no formarían un sistema binario. Si, por el contrario, dos estrellas realmente estuvieran situadas muy cerca una de la otra; y al mismo tiempo tan aislados como para no ser afectados materialmente por estrellas vecinas, permanecen unidos por el vínculo de su gravitación mutua entre sí ”(Herschel 1802).
La idea en sí no era nueva, ya que Christian Mayer en 1779 había considerado la posibilidad de que pequeños soles orbitaran a otros más grandes, pero Herschel (1782) se había distanciado en ese momento, considerando esta hipótesis prematura. En este debate, Lambert había argumentado en 1761 que un binario debía presentar un movimiento orbital, que esto no se había observado y que, en general, los dobles debían ser ópticos. Mientras tanto, John Michell (1767) había utilizado un argumento estadístico más sutil (aunque no completamente correcto) que demostraba que, por el contrario, la probabilidad era demasiado baja para encontrar dos estrellas tan cercanas tomadas al azar de una muestra de estrellas independientes de magnitud limitada : " Es muy probable en particular, y próximo a una certeza en general, que tales estrellas dobles ... realmente consistan en estrellas colocadas juntas, y bajo la influencia de alguna ley general ".
De lo contrario, la observación de diferentes brillos de parejas (el más brillante puede ser a priori el más cercano) podría ayudar a medir los movimientos propios y Bode , en sus comentarios sobre el catálogo de Mayer, sugirió estudiar el movimiento relativo de las estrellas dobles. Utilizando un argumento similar, Herschel (1782) se propuso medir meticulosamente un gran número de pares, comenzando con el11 de noviembre de 1776con θ 1 Orionis. Buscó medir una paralaje diferencial anual, siguiendo la sugerencia hecha siglo y medio antes por el ilustre defensor del heliocentrismo : “… ¿qué gran avance para la astronomía? Porque de esta forma, además de establecer el movimiento anual, pudimos conocer el tamaño y la distancia de la estrella. »(Galileo 1632).
Paradójicamente, Herschel no iba a contribuir en este último punto: no fue hasta Bessel 35 años después para adquirir la primera medida de paralaje. Por otro lado, en un artículo fundacional del estudio de los binarios (1803), iba a proporcionar una lista de pares orbitales, Castor a la cabeza. No sólo se resolvió la controversia sobre la naturaleza física de varios sistemas duales, sino que se abrió el camino para demostrar tanto que la ley de la gravedad de Newton era verdaderamente universal como válida fuera del sistema solar ; y finalmente que las estrellas podrían tener una magnitud absoluta diferente, ya que los objetos del mismo par, por lo tanto a la misma distancia, a menudo tenían una diferencia significativa en magnitud (Herschel, sin embargo, continuó considerando durante años que el brillo era un indicador de distancia).
En cuanto al primer punto, tuvimos que esperar otro cuarto de siglo para probarlo, cuando Félix Savary (1827) calculó cómo reconstituir la órbita de la pareja, un problema no trivial porque la órbita observada es la proyección sobre la tangente. plano del cielo de la verdadera órbita. La primera "aplicación digital" de Savary fue para ξ Ursae Majoris , de un período de 60 años, habiendo sido descubierto este doble por Herschel el2 de mayo de 1780, su hijo John Herschel recalculando la órbita en 1831.
La investigación y la determinación de órbitas luego continuar a lo largo del XIX th y XX th siglos. El Catálogo de estrellas dobles y múltiples en movimiento relativo, algunas de las cuales Camille Flammarion contenía 819 pares en 1878.1 st de marzo de de 2005, el sexto catálogo de órbitas estelares binarias visuales contenía 1.832 órbitas de 1.745 sistemas.
Clasificación
Está claro que las estrellas dobles visuales se dividen en:
- parejas ópticas
- parejas físicas
Esta última categoría también puede ser astrométrica , si las posiciones en el cielo de cada componente se pudieran medir con precisión con astrometría (por ejemplo, Hipparcos o HST ).
En lo que sigue, solo nos interesarán aquellos cuya órbita kepleriana pueda demostrarse.
Teoría y Aplicación
Ecuaciones de movimiento
La trayectoria de la estrella secundaria con respecto a la primaria es una órbita homotética a la de cada componente alrededor del centro de masa. Podemos referirnos a binarias astrométricas donde se describen las ecuaciones de movimiento en coordenadas ecuatoriales , con la diferencia de que el ángulo entre la línea de los nodos y el eje mayor en el plano de la órbita verdadera se refiere aquí al secundario, con ω 2 = ω 1 + π , y que el semieje mayor a es el de la órbita relativa.
Sin embargo, y desde el trabajo de Herschel (William), las posiciones relativas del secundario se suelen identificar en coordenadas polares: la separación ρ (en segundo de arco) entre las componentes, y el ángulo de posición θ contado positivamente de norte a este de Herschel (John). Los datos observados dan ρ sin θ = - Δα cos δ y ρ cos θ = - Δδ , donde Δα y Δδ son las variaciones de las coordenadas ecuatoriales debidas únicamente al movimiento orbital, y cuya expresión se conoce en función de los parámetros orbitales .
Masas y luminosidades
La tercera ley de Kepler modificada por Newton se escribe a 3 / P 2 = GM / (4 π 2 ) donde M es la masa total del sistema, G la constante gravitacional , P el período y tiene el semieje de órbita mayor.
En unidades físicas adaptadas al problema de las estrellas dobles, tenemos por tanto:
o:
- M 1 = masa de la estrella primaria en masa solar .
- M 2 = masa del objeto secundario en masa solar .
- a 1 = semieje mayor de la órbita del primario alrededor del baricentro en segundo de arco .
- a 2 = semieje mayor de la órbita del secundario alrededor del baricentro en segundo de arco .
- a = a 1 + a 2 = semieje mayor de la órbita relativa en segundo de arco .
- = paralaje anual en segundo de arco
- P = período orbital en años .
Por tanto, conocer la órbita (lado derecho) permite acceder a la suma de las masas, siendo el problema conocer la paralaje de la estrella. Para obtener las masas individuales, el binario visual también debe ser:
- ya sea astrométrico , porque la órbita se obtuvo por astrometría absoluta o en relación con otras estrellas de fondo. Entonces se conoce la órbita de cada componente alrededor del baricentro, dando la relación de masa, ya que a 1 M 1 = a 2 M 2 . El paralaje se conoce generalmente en este caso.
- o espectroscópico binario . Si es binario con un espectro (BS1), la inclinación conocida da el eje semi-mayor del primario en unidad astronómica y se deben hacer suposiciones adicionales. Si es un binario con dos espectros (BS2), se obtiene la relación de masa, así como los ejes semi-mayores en unidad astronómica. Por la relación entre el semieje mayor del par en unidades angulares y este mismo semieje mayor en unidades lineales, obtenemos así como bonificación lo que se llama paralaje orbital .
A falta de algo mejor, podemos utilizar una relación masa-luminosidad , pero las masas obtenidas ya no son puramente orbitales.
Las magnitudes individuales están disponibles a medida que se resuelve el sistema y las luminosidades intrínsecas se obtienen si se conoce el paralaje.
Instrumentos de observación
Se han desarrollado muchas técnicas de observación para observar y medir estrellas dobles. En la fecha de20 de noviembre de 2005, las 588,822 mediciones de estrellas dobles del Catálogo WDS y la separación promedio en segundos de arco entre componentes se desglosaron en:
| Instrumento de observación | % medidas | Separación (") |
|---|---|---|
| Bisel + micrómetro | 58 | 8.08 |
| Astrografo | 11 | 21,62 |
| Hipparcos y Tycho | 9 | 11.17 |
| Fotografía de larga distancia focal | 6 | 21.44 |
| Interferometría de costra | 6 | 0,92 |
| Telescopio + micrómetro | 6 | 6.24 |
| Astrometría CCD | 1 | 15.46 |
| Círculo meridiano | 1 | 34,22 |
| Otros (18 métodos) | 2 | 0,12 - 50 |
Otros medios de observación son la óptica interferométrica (~ 0,17 "), el telescopio espacial Hubble (~ 1"), el sensor de luz diurna (~ 48 "), la óptica adaptativa (~ 2,4"), la base larga de interferometría (~ 0,12 ") , medidas de ocultación (~ 4.5 "), etc.
Bibliografía
- Bode JE, Verzeichniss aller bisher entdeckten Doppeltsterne , en Berliner Astronomisches Jahrbuch für 1784 , 1781, p. 183
- Fedele U., Le prime osservazioni di stelle doppie , Coelum, vol. 17, 1949, pág. sesenta y cinco
- Flammarion C., Las estrellas y curiosidades del cielo , suplemento de astronomía popular, Marpon y Flammarion, París, 1882
- Galileo Galilei, Diálogo Sopra Due Massimi Sistemi Del Mondo (Diálogo sobre los dos principales sistemas mundiales), Día tres, 1632: “¿ quale e quanto adquisto si farà in astronomia? poiché con tal mezo, oltre all'assicurarci del moto annuo, potremo venire in cognizione della grandezza e lontananza della medesima stella »
- Herschel W., Sobre la paralaje de las estrellas fijas , Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 72, 1782, pág. 82
- Herschel W., Catálogo de 500 nuevas nebulosas, estrellas nebulosas, nebulosas planetarias y cúmulos de estrellas; Con Comentarios sobre la construcción de los cielos , Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres, 92, 1802, p. 477
- Herschel W., relato de los cambios ocurridos durante los últimos veinticinco años en la situación relativa de las estrellas dobles; Con una investigación de la causa a la que se deben , Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 93, 1803, p. 339
- Michell J., Una investigación sobre el probable paralaje y la magnitud de las estrellas fijas, a partir de la cantidad de luz que nos proporcionan y las circunstancias particulares de su situación , Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres, 57, 1767, p. . 246
- Peters CHF, Knobel EB, Ptolomeo's catalog of stars, a revision of the Almagest , The Carnegie Institution of Washington, 1915, p.40. La traducción del griego al latín es la de Trapezuntius Almagest 1528.
- Savary F., Memorias sobre las órbitas de estrellas dobles y Sobre la determinación de las órbitas que dos estrellas muy cercanas describen alrededor de su centro de gravedad , Connaissance des Temps pour 1830, 1827, p. 56 y 163
Para trabajos generales, consulte:
- Aitken RG, The binary stars , 1918, republicado en 1964, Dover Publications
- Baize, P., L'astronomie des étoiles doubles , Boletín de la Sociedad Astronómica de Francia , 44, 1930, p. 268, 359, 395, 505