18: Спектроскопічні бінарні зірки

Last updated
Save as PDF

Page ID: 78032

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)

Є багато двійкових зірок, кутовий поділ яких настільки малий, що ми не можемо розрізнити дві складові навіть за допомогою великого телескопа - але ми можемо виявити той факт, що з їх спектрів є дві зірки. За сприятливих обставин можна побачити два різних спектри. Можливо, спектральні типи двох компонентів дуже різні - можливо, гаряча зірка типу А та прохолодна зірка типу K, і легко розпізнати, що там повинно бути дві зірки. Але необов'язково, щоб два спектральні типи були різними; система, що складається з двох зірок однакового спектрального типу, все ще може бути розпізнана як двійкова пара. Оскільки дві складові орбіти навколо один одного (вірніше, навколо свого взаємного центру мас) радіальні складові їх швидкостей по відношенню до спостерігача періодично змінюються. Це призводить до періодичної зміни вимірюваних довжин хвиль спектрів двох компонентів. Вимірюючи зміну довжин хвиль двох наборів спектральних ліній протягом певного періоду часу, ми можемо побудувати криву радіальної швидкості (тобто графік радіальної швидкості проти часу), і з цього можна вивести деякі орбітальні характеристики. Часто один компонент може бути значно яскравішим за інший, внаслідок чого ми можемо бачити лише один спектр, але періодичний доплерівський зсув цього одного спектру говорить нам про те, що ми спостерігаємо один компонент спектроскопічної бінарної системи. Таким чином, ми повинні розрізняти подвійну спектроскопічну бінарну систему та однорядкову спектроскопічну бінарну систему. Як і у всіх темах цієї серії заміток, тут накопичився протягом століть величезний масив досвіду, знань і технічних засобів, і ця глава призначена лише як перше ознайомлення з основними принципами. Але всі ми, будь то початківці або досвідчені практики, повинні це знати!

Мініатюра: Algol B орбіти Algol A. Ця анімація була зібрана з 55 зображень інтерферометра CHARA в ближньому інфрачервоному H-діапазоні, відсортованих відповідно до орбітальної фази. (CC BY-SA 3.0; Д-р Фаб'єн Барон, Відділ астрономії, Мічиганський університет, Енн-Арбор, MI 48109-1090, мітки, що вказують на фазу, додану Stigmatella aurantiaca).