Binária visual Kruger 60 observada no Observatório de Yerkes
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| O sistema binário eclipsante Algol |
- 1783 - John Goodricke (1764-1786)
viu a estrela Algol (
Persei), que
normalmente é de 
magnitude,
diminuir para 1/3 do seu brilho, por algumas horas. Trata-se
de uma binária eclipsante, com um período de 2d20h49m.
Geminiano Montanari (1632-1687) já tinha notado alguma
variabilidade em 1669.
- 1804 - William Herschel (1738-1822) descobriu uma companheira fraca
da estrela Castor (
Geminorum) e mediu o
período como sendo de 342 anos,
usando uma medida feita por
James Bradley (1693-1792),
terceiro astrônomo real da Inglaterra, em 1759,
que já
catalogava estrelas duplas. Herschel foi o primeiro a estabelecer que se
tratavam de corpos interagindo gravitacionalmente,
isto é, de binárias físicas.
O sistema binário Castor, a estrela mais brilhante da constelação de Gemeos (1,6 mag), que está a 45 anos-luz da Terra e é composto de duas estrelas separadas de 6 segundos de arco e com um período orbital de 350 anos.
- 1827 - Felix Savary (1797-1841) mostrou que
Ursae Majoris
tinha uma órbita elíptica, com um período de 60 anos.
- 1889 - Edward Charles Pickering (1846-1919),
professor de Harvard e Antonia Caetana de Paiva Pereira Maury
(1886-1952), sua assistente, descobriram as
binárias espectroscópicas, com a estrela Mizar A (
Ursae)
apresentando linhas duplas que variavam com um período de
104 dias. Em 1908 Mizar B foi também detectada como uma
binária espectroscópica por Edwin Brant Frost (1866-1935) e
Friedrich Wilhelm Hans Ludendorff (1873-1941),
com um período de 175,6 dias.
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).
Posição de Mizar na constelação de Ursa Major, também conhecida como Big Dipper, do hemisfério norte.
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 H
do hidrogênio.
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- Binárias Visuais: é um par de estrelas associadas
gravitacionalmente que podem ser observadas ao telescópio
como duas estrelas. A separação usual é de centenas
de unidades astronômicas.
- Binárias Astrométricas: quando um dos membros do
sistema é muito fraco para ser observado, mas é detectado
pelas ondulações no movimento da companheira mais brilhante.
Exemplo: Sírius era binária astrométrica até 31 de janeiro
de 1862, quando Alvan G. Clark Jr. (1832-1897) detectou
sua companheira fraca, uma anã branca, pela
primeira vez.
- Binárias Espectroscópicas: quando a natureza
binária da estrela é conhecida pela variação de
sua velocidade radial,
medida através das linhas espectrais
da estrela, que variam em comprimento de onda com o tempo.
A separação média é da ordem de 1 UA. Como o
período é curto, sua velocidade orbital é grande.
Esta também é a forma que planetas em torno de
estrela têm sido detectados no últimos anos.
- Binárias Eclipsantes: quando a órbita do sistema
está de perfil para nós, de forma que as estrelas eclipsam
uma à outra.
Determinação da Massa de Um Sistema Binário Visual
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.
Seja:
-
= tamanho angular do semi-eixo maior da órbita
relativa verdadeira.
- r = distância do sistema ao Sol.
, para ângulos pequenos e
em radianos,
e existem 206 265"
em um radiano.
A soma das massas das duas estrelas
é dada pela 3a Lei de Kepler:
|
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?
Massas de Binárias Espectroscópicas de Linhas Duplas
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:
Seja
a separação da componente 1 ao centro
de massa, e seja 
sua velocidade orbital.
Então 
e 
,
e por definição de centro de massa 
,
de modo que:
|
a massa do Sol. Pela 3a lei de Kepler:
Exemplo: Seja um sistema binário de período 17,5 dias (=0,048 anos), e tal que
= 75 km/s, e 
= 25 km/s. Qual é a massa
de cada estrela?
Mas como:
|
, 
, 
,
e, portanto, temos:
Como o seno de qualquer ângulo é sempre menor que 1, a massa real será maior ou igual à massa medida.
Transferência de massa entre binárias
próximasA velocidade radial é medida através do efeito Doppler. A primeira medida de velocidade radial foi feita visualmente pelo astrônomo americano James E. 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.
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