Binárias Eclipsantes e Espectroscópicas

Quando a órbita de uma binária é vista quase de perfil, as estrelas eclipsam-se mutuamente e a sua luz varia em comprimento de onda à medida que orbitam; a combinação destes efeitos permite determinar as massas e os raios das estrelas com extraordinária precisão.

Definition

Uma binária espectroscópica é aquela identificada pela variação periódica das suas linhas espectrais devido ao movimento orbital, e uma binária eclipsante é aquela em que as estrelas passam periodicamente uma à frente da outra do nosso ponto de vista, causando quedas mensuráveis no brilho.

Scope

O tópico abrange binárias espectroscópicas detetadas pelas variações Doppler periódicas das suas linhas espectrais, binárias eclipsantes cujos mergulhos de brilho ocorrem quando uma estrela passa à frente da outra, a análise de curvas de luz e curvas de velocidade radial, e a determinação de massas estelares, raios e temperaturas precisas a partir de sistemas onde ambos os efeitos são observados.

Core questions

• Como são detetadas as binárias espectroscópicas?
• O que causa as quedas de brilho numa binária eclipsante?
• Como os eclipses e as velocidades radiais juntos fornecem os raios e as massas estelares?
• Por que as binárias eclipsantes destacadas são tão valiosas?

Key concepts

• curva de velocidade radial
• função de massa
• binária de linhas duplas
• curva de luz
• eclipse primário e secundário
• inclinação orbital
• parâmetros estelares fundamentais

Key theories

Velocidades radiais e a função de massa

O movimento orbital desloca as linhas espectrais de uma estrela para frente e para trás pelo efeito Doppler; a amplitude e a forma da curva de velocidade radial restringem as massas através da função de massa espectroscópica, e um sistema de linhas duplas fornece diretamente a razão de massa.

Análise da curva de luz de eclipses

As profundidades, durações e formas dos eclipses na curva de luz, combinadas com as velocidades orbitais, fornecem os raios relativos das estrelas, temperaturas e inclinação orbital; uma binária eclipsante de linhas duplas destacada fornece massas e raios absolutos com uma precisão de alguns por cento.

Mechanisms

À medida que as estrelas orbitam, o seu movimento de aproximação e afastamento de nós desloca as suas linhas espectrais, traçando curvas de velocidade radial; quando a órbita está quase de perfil, cada estrela bloqueia periodicamente a outra, produzindo eclipses cujo tempo e profundidade revelam os tamanhos das estrelas e a inclinação. Juntos, estes quebram as degenerescências que limitam outros métodos, fornecendo massas e raios absolutos.

Clinical relevance

As binárias eclipsantes destacadas fornecem os parâmetros estelares fundamentais mais precisos disponíveis e são referências contra as quais os modelos de evolução estelar são testados; também servem como indicadores de distância precisos para galáxias próximas, ancorando degraus da escada de distância cósmica.

History

Goodricke explicou a variabilidade de Algol como eclipses por um companheiro invisível no século XVIII, Russell e Shapley desenvolveram métodos para extrair elementos orbitais de curvas de luz de eclipse no início do século XX, e Kopal e trabalhadores posteriores refinaram a modelagem agora usada para derivar parâmetros estelares precisos.

Key figures

• Henry Norris Russell
• Harlow Shapley
• John Goodricke
• Zdenek Kopal

Seminal works

• torres2010
• russell1912

Frequently asked questions

De que é a estrela Algol um exemplo?

Algol é o protótipo de binária eclipsante: o seu escurecimento regular, notável a olho nu, é causado por uma estrela companheira mais fraca que passa periodicamente à frente da mais brilhante, um fenómeno primeiro corretamente explicado como um eclipse por John Goodricke.

Por que as binárias eclipsantes que também são espectroscópicas são tão úteis?

A espectroscopia fornece as velocidades das estrelas e os eclipses fixam a inclinação orbital e os tamanhos relativos; a combinação destes remove a incógnita usual de como a órbita está inclinada, permitindo aos astrónomos determinar as massas e os raios absolutos de ambas as estrelas com alta precisão.