Sistemas binários estelares

Sistemas binários estelares

(Parte 1 de 2)

Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 9 (Gregorio-Hetem & Jatenco-Pereira) Capítulo 9

A maioria das estrelas encontra-se em sistemas duplos ou múltiplos, estando fisicamente associadas entre si, sob influência de uma ação gravitacional mútua. Através do estudo dos sistemas binários, podemos deduzir uma série de importantes parâmetros estelares, tais como massa, raio, temperatura superficial, período de rotação, etc.

A determinação de tais parâmetros é feita a partir de diferentes métodos observacionais, que dependem da categoria em que se encontram os sistemas estelares. Veremos a seguir como se classificam esses sistemas e quais propriedades podemos deduzir do seu estudo.

•Classificação: Binária: aparente, visual, espectroscópica, eclipsante.

•Binárias Visuais:Determinação de Massas Estelares; Relação Massa-Luminosidade •Binárias Espectroscópicas:Curva de Velocidade; Função de Massa

•Binárias Eclipsantes: Curva de Luz, Binárias em contato

•Zeilik & Smith, 1987 “Introductory Astronomy & Astrophysics” (cap. 12) •Chaisson & McMillan, 1998 “Astronomy: a beginner’s guide to the Universe” (cap. 10)

•Zeilik, 1976 “Astronomy: The Evolving Universe” (cap. 14)

Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 9 (Gregorio-Hetem & Jatenco-Pereira) Classificação dos Sistemas Binários

Os diferentes tipos de binárias são identificados de acordo com suas características físicas e por motivos observacionais, classificando-as em binárias aparentes, visuais, astrométricas, espectroscópicas e eclipsantes.

As estrelas são consideradas ELQiULDV DSDUHQWHV quando não formam um sistema ligado, pois estão a diferentes distâncias do Sol. Como se encontram na mesma linha de visada, devido a um efeito de projeção, DSDUHQWHPHQWH constituem um par.

Um sistema duplo só pode ser opticamente detectado se o telescópio tiver uma abertura grande (poder de resolução) suficiente para observar separadamente as duas componentes do sistema. No caso da ELQiULD YLVXDO verifica-se, através do estudo de seu movimento, se as estrelas estão fisicamente associadas ou não. Se as estrelas movem-se de forma independente, não caracterizam um sistema binário ligado.

)LJXUD . Os períodos e as separações das estrelas binárias podem ser observados diretamente se cada estrela é vista claramente.

Nos casos em que DSHQDV XPD estrela é observada com o telescópio, mas nota-se um movimento oscilatório no céu, podemos deduzir a presença de uma companheira não observável, e o sistema é então considerado como uma ELQiULD DVWURPpWULFD

Um importante exemplo de binária astrométrica é o par formado pelas estrelas Sirius A e

B. Ainda na época em que os recursos observacionais não eram suficientes para observá-las em separado, foi possível deduzir a presença de Sirius B. Como sua massa é pequena, Sirius B tem órbita maior que a de Sirius A, ambas girando em torno de um mesmo centro de massa (ver Figura 2). Foi pela alteração causada no movimento próprio de Sirius A, que se descobriu a existência de Sirius B antes que ela fosse diretamente observada.

Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 9 (Gregorio-Hetem & Jatenco-Pereira)

)LJXUD . (a) Movimentos aparentes de Sirius A e B, e do centro de massa C, com relação às estrelas de fundo. (b) Movimentos orbitais de Sirius A e B com relação ao centro de massa.

Alguns casos em que as estrelas encontram-se muito próximas entre si (separações menores que 1 UA) e períodos orbitais pequenos (de horas a alguns meses) em um sistema não resolvido, a duplicidade pode ser revelada por oscilação nas linhas espectrais, indicando que as estrelas formam uma ELQiULD HVSHFWURVFySLFD Os sistemas em que ocorre variação do brilho aparente das componentes, causada pelo eclipse que uma estrela provoca na outra, são denominados ELQiULDV HFOLSVDQWHV

Binárias Visuais

Como já foi mencionado, as binárias visuais formam um sistema ligado que pode ser resolvido com um telescópio, observando-se a separação entre as duas estrelas. No entanto, raramente a imagem de uma estrela é vista com diâmetro menor que 1”, uma limitação observacional imposta pela atmosfera. Assim, as binárias visuais podem ser resolvidas com um telescópio se tiverem uma separação maior que 1”. A separação angular no movimento orbital deve ser grande o suficiente para que a duplicidade seja resolvida, e isso implica em períodos orbitais necessariamente longos (de alguns anos até milhares de anos).

)LJXUD Sistema binário 70 Ophiuchi. À medida que o tempo passa, a posição relativa entre as estrelas é marcada como um ponto, traçando uma órbita aparente, com período de 8 anos.

Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 9 (Gregorio-Hetem & Jatenco-Pereira)

Ao se observar um sistema binário tem-se a medida da separação angular entre a estrela

SULPiULD (a estrela mais brilhante do par) e a VHFXQGiULD (menos brilhante). De acordo com a lei de Kepler, num sistema ligado gravitacionalmente, dois corpos orbitam um ao outro, ambos girando em torno de seu centro de massa. Neste caso a relação das massas é dada por m1r1= m2 r2 e a separação dos corpos é dada pela soma das distâncias até o centro de massa a=

A determinação da massa das estrelas é realizada em três etapas: observa-se o período orbital e a máxima separação angular, que pode ser transformada em unidades astronômicas se a distância do sistema ou paralaxe é conhecida. Ambos, período (3) e a separação entre as estrelas (D) são aplicados à terceira lei de Kepler, na formulação Newtoniana:

= pi , que por sua vez nos fornece a soma das massas.

Conhecendo a relação das massas: 1221 UP = as massas individuais podem então ser determinadas.

)LJXUD No sistema binário cada estrela move-se numa órbita elíptica em torno do centro de massa. A separação é dada por a= r1+r2.

Vamos calcular as massas das estrelas na seguinte situação:

Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 9 (Gregorio-Hetem & Jatenco-Pereira)

Se utilizarmos os parâmetros 3 D e P respectivamente em unidades de DQRV 8$ H 0 , podemos aplicar a terceira lei de Kepler na forma:

A separação entre as estrelas pode ser obtida diretamente da relação entre paralaxe e separação angular: " ")( pi

D8$D = , pois como vimos anteriormente a paralaxe medida em radianos se relaciona com a distância segundo a expressão G 8$UDG 1)( =pi e quando é dada em

segundos de arco a relação é dada por G

Aplicando os dados UA 0,1

3 a = e P= 30 anos, na terceira lei de Kepler, temos

Lembrando que a razão entre as distâncias até o centro de massa é 5rrmm 122

Substituindo (i) em (i) teremos: 6 m2 = 30 M , então m2

Relação Massa-Luminosidade

Da mesma forma que utilizamos o período e o tamanho da órbita da Terra para encontrar a massa do Sol, pela terceira lei de Kepler, nós também estimamos as massas estelares das binárias. Como a distância da binária deve ser conhecida para que essas massas sejam determinadas, nós precisamos apenas observar o fluxo de radiação para determinar a luminosidade das estrelas. Quando colocamos num gráfico as massas e as luminosidades das estrelas de sistemas binários, temos uma correlação bem definida, chamada UHODomR 0DVVD /XPLQRVLGDGH (M-L).

Foi em 1924 que Eddington sugeriu que a relação M-L das estrelas normais da seqüência principal (uma das fases evolutivas das estrelas) pode ser expressa por α

/ . Verifica-

se que o expoente α varia em função do tipo de estrela. No caso de estrelas de altas massas e muito luminosas, α~3. Para as estrelas de massa semelhante à massa solar, α~4 e finalmente para estrelas fracas de baixas massas, α~2. Essas mudanças são explicadas pelas diferentes estruturas internas (variam em função da massa da estrela), pelas opacidades das atmosferas estelares e pelas diferentes temperaturas.

Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 9 (Gregorio-Hetem & Jatenco-Pereira)

Essa lei de M-L não se aplica a estrelas mais evoluídas, que não estão na seqüência principal, como por exemplo as gigantes vermelhas ou as anãs brancas.

)LJXUD . Relação Massa-Luminosidade determinada para estrelas em sistemas binários, cuja distância é conhecida. Binárias Espectroscópicas

Vimos anteriormente que o deslocamento Doppler observado nas linhas espectrais pode indicar o movimento radial da estrela que estamos observando. Em alguns casos notase que as linhas aparecem deslocadas no espectro, oscilando periodicamente, podendo apresentar-se duplicadas.

Temos a indicação de que estamos lidando com uma binária espectroscópica quando nota-se em seu espectro que a separação de dois conjuntos de linhas varia num período bem determinado. Esses conjuntos de linhas duplas aparecem nos casos em que ambas estrelas têm luminosidades semelhantes. Eventualmente a companheira é tão fraca que seu espectro não se destaca e somente as linhas espectrais da primária, são detectadas e aparecem oscilando em comprimento de onda.

Imaginemos o caso em que a estrela de maior massa seja estacionária e em torno dela gira a estrela secundária. Na medida que a secundária se afasta do observador, suas linhas espectrais são vistas deslocadas para o vermelho, quando comparadas com as linhas espectrais da primária. Quando a secundária se aproxima do observador, vemos as linhas deslocadas para o azul.

(Parte 1 de 2)

Comentários