??toile binaire
Saviez-vous ...
SOS Enfants, un organisme de bienfaisance de l'??ducation , a organis?? cette s??lection. Avant de vous d??cider ?? propos de parrainer un enfant, pourquoi ne pas en apprendre davantage sur diff??rents organismes de parrainage premier ?
Une ??toile binaire est un syst??me stellaire compos?? de deux ??toiles en orbite autour de leur centre de masse . Pour chaque ??toile, l'autre est son ??toile compagnon. Des recherches r??centes sugg??rent qu'un grand pourcentage des ??toiles font partie des syst??mes avec au moins deux ??toiles. Syst??mes d'??toiles binaires sont tr??s importants dans l'astrophysique , car observer leurs orbites mutuelles permet leur masse ?? d??terminer. Les masses de nombreuses ??toiles individuelles peuvent ensuite ??tre d??termin??s par extrapolations faites ?? partir de l'observation des binaires.
Les ??toiles binaires ne sont pas les m??mes que ??toiles doubles optiques, qui semblent ??tre rapproch??s, vu de la Terre , mais ne peuvent pas ??tre tenus sensiblement par gravit?? . ??toiles binaires peuvent soit ??tre distingu??s optiquement (binaires visuelles) ou par des techniques indirectes, telles que la spectroscopie . Si binaires se produisent en orbite dans un plan contenant notre ligne de mire, ils seront ??clipser l'autre; ceux-ci sont appel??s binaires ?? ??clipses.
Syst??mes constitu??s de plus de deux composants, connus sous le nom plusieurs ??toiles, ne sont pas rares et sont g??n??ralement class??s sous le m??me nom. Les composantes des syst??mes d'??toiles binaires peuvent ??changer de masse, apportant leur ??volution vers les stades que les ??toiles simples ne peuvent pas atteindre. Des exemples de fichiers binaires sont Algol (une binaire ?? ??clipse), Sirius , et Cygnus X-1 (dont un membre est probablement un trou noir ).
Terminologie
L'??toile binaire terme ??tait invent?? par Sir William Herschel en 1802 pour d??signer, dans sa d??finition, "une v??ritable ??toile double - l'union de deux ??toiles qui se forment dans un seul syst??me par les lois de l'attraction". Les deux ??toiles rapproch??es peuvent sembler ??tre un ??toile double, le cas le plus c??l??bre ??tant Mizar et Alcor dans le Grande Ourse ( Ursa Major). Il est cependant possible que une ??toile double est simplement une paire ??toiles qui ne ressemble ?? un syst??me binaire: les deux ??toiles peuvent en r??alit?? ??tre largement s??par??s dans l'espace, mais juste arriv?? de mentir ?? peu pr??s la m??me direction que vu de la Terre. Ces fausses binaires sont appel??s binaires optiques, ou des paires optiques. Avec l'invention du t??lescope , nombre de ces paires ont ??t?? trouv??s. Herschel, en 1780, a mesur?? la s??paration et orientations de plus de 700 paires qui semblaient ??tre des syst??mes binaires, et a constat?? que sur 50 paires chang?? d'orientation sur deux d??cennies d'observation.
A vrai binaire est une paire d'??toiles li??es par gravit?? . Quand ils peuvent ??tre r??solue (distingu??e) avec un assez puissant t??lescope (si n??cessaire avec l'aide de m??thodes interf??rom??triques) ils sont connus comme binaires visuelles. Dans d'autres cas, la seule indication est le D??calage Doppler de la ??mis la lumi??re . Syst??mes dans lesquels ce est le cas, connu sous le nom des binaires spectroscopiques, sont constitu??s de paires relativement proches d'??toiles o?? les raies spectrales dans la lumi??re de chacun d??place d'abord vers le bleu, puis vers le rouge, comme chacun se d??place d'abord vers nous, puis loin de nous, au cours de son mouvement sur leur commune centre de masse , ?? la p??riode de leur orbite commune. Si le plan de l'orbite est tr??s pr??s le long de notre ligne de mire, les deux ??toiles partiellement ou totalement occulter l'autre r??guli??rement, et le syst??me est appel?? une binaire ?? ??clipse, dont Algol est l'exemple le plus connu.
??toiles binaires qui sont les deux binaires visuelles et spectroscopiques sont rares, et sont une source pr??cieuse d'informations pr??cieuses quand il est reconnu. ??toiles binaires visuels ont souvent de grandes s??parations vrais, avec des p??riodes mesur??es depuis des d??cennies ?? des si??cles; par cons??quent, ils ont g??n??ralement des vitesses orbitales trop petite pour ??tre mesur??e par spectroscopie. Inversement, les ??toiles binaires spectroscopiques se d??placent rapidement dans leurs orbites parce qu'ils sont rapproch??s; g??n??ralement trop proche pour ??tre d??tect?? comme binaires visuelles. Binaires qui sont ?? la fois visuelle et spectroscopique doivent donc ??tre relativement proche de la Terre.
Les astronomes ont d??couvert des ??toiles qui semblent en orbite autour d'un espace vide. Astrometric binaires sont relativement ??toiles ?? proximit?? qui peuvent ??tre vus ?? osciller autour d'un point central, sans compagnon visible. Avec certains binaires spectroscopiques, il ya un seul ensemble de lignes mouvantes avant et en arri??re. Les m??mes math??matiques utilis??es pour les binaires ordinaires peuvent ??tre appliqu??s pour d??duire la masse du compagnon manquant. Le compagnon pourrait ??tre tr??s faible, de sorte qu'il est actuellement ind??tectable ou masqu??e par l'??clat de son primaire, ou ce pourrait ??tre un objet qui ??met peu ou pas de rayonnement ??lectromagn??tique , par exemple un ??toile ?? neutrons. Dans certains cas, il ya des preuves solides que le compagnon manquant est en fait un trou noir : un corps avec une telle gravit?? forte qu'aucune lumi??re ne peut se ??chapper. Ces binaires sont connus comme haute masse binaires X-ray. Probablement l'exemple le plus connu ?? l'heure actuelle est Cygnus X-1, o?? la masse du compagnon invisible est cens?? ??tre d'environ neuf fois celle de notre soleil; d??passant de loin le Limite d'Oppenheimer-Volkoff (la masse th??orique maximale d'une ??toile ?? neutrons, le seul autre candidat probable pour le compagnon). De cette fa??on, Cygnus X-1 est devenu le premier objet qui a ??t?? largement accept??e comme ??tant un trou noir.
Classifications
Par des m??thodes d'observation
??toiles binaires sont class??s en quatre types selon leurs propri??t??s observables. Toute ??toile binaire peut appartenir ?? plusieurs de ces classes; par exemple, plusieurs binaires spectroscopiques sont ??galement binaires ?? ??clipses.
Binaires visuelles
Un binaire visuelle ??toiles est une ??toile binaire pour lesquels la s??paration angulaire entre les deux composants est assez grand pour leur permettre d'??tre observ?? comme un ??toile double dans un t??lescope . Le pouvoir de r??solution du t??lescope est un facteur important dans la d??tection de binaires visuelles, et comme t??lescopes deviennent plus grands et plus puissants un nombre croissant de binaires visuelles sera d??tect??. La luminosit?? des deux ??toiles est ??galement un facteur important, comme les ??toiles brillantes sont plus difficiles ?? s??parer en raison de leur ??clat que ceux des gradateurs sont.
L'??toile la plus brillante d'une binaire visuelle est l'??toile principale, et le variateur est consid??r?? comme le secondaire Dans certaines publications (en particulier les plus anciens), secondaire faible est appel?? vient. si les ??toiles sont la m??me luminosit??, le d??couvreur "choisit" la primaire. Le angle du secondaire par rapport au primaire de position est mesur??e, ainsi que la distance angulaire entre les deux ??toiles. Le temps d'observation est ??galement enregistr??e. Apr??s un nombre suffisant d'observations sont enregistr??es sur une p??riode de temps, elles sont trac??es en coordonn??es polaires avec l'??toile principale ?? l'origine, et la plus probable ellipse est aspir?? ?? travers ces points tels que la loi de Kepler de domaines est satisfaite. Cette ellipse est connue comme l'ellipse apparente, et est la projection de la r??elle elliptique orbite du secondaire par rapport au primaire dans le plan du ciel. De cette ellipse projet??e les ??l??ments complets de l'orbite peuvent ??tre calcul??s, avec le demi-grand axe ??tant exprim?? en unit??s angulaires ?? moins que le parallaxe stellaire, et donc la distance, du syst??me est connu.
binaires spectroscopiques
Une ??toile binaire spectroscopique est une ??toile binaire dans lequel la s??paration entre les ??toiles est g??n??ralement tr??s faible, et la vitesse orbitale tr??s ??lev??e. ?? moins que le plan de l'orbite se trouve ??tre perpendiculaire ?? la ligne de vis??e, les vitesses orbitales auront composants dans la ligne de vis??e et le observ?? vitesse radiale du syst??me varie p??riodiquement. Etant donn?? que la vitesse radiale peut ??tre mesur??e avec un en observant le spectrom??tre D??calage Doppler des ??toiles ?? raies spectrales, les binaires d??tect??s de cette mani??re sont connus comme binaires spectroscopiques. La plupart de ceux-ci ne peuvent ??tre r??solus comme binaire visuelle, m??me avec des t??lescopes de la plus haute existante pouvoir de r??solution.
Dans certains binaires spectroscopiques, raies spectrales de deux ??toiles sont visibles et les lignes sont alternativement double et simple. Un tel syst??me est connu comme un binaire spectroscopique doubl??e (souvent d??sign?? "SB2"). Dans d'autres syst??mes, le spectre d'une seule des ??toiles est vu et les lignes dans le spectre d??calage p??riodique vers le bleu, puis vers le rouge et retour. Ces ??toiles sont connus comme binaires spectroscopiques simples doubl?? (??SB1").
Le orbite d'un binaire spectroscopique est d??termin??e en faisant une longue s??rie d'observations de la vitesse radiale de l'un ou des deux composants du syst??me. Les observations sont repr??sent??es graphiquement en fonction du temps, et ?? partir de la courbe r??sultante est une p??riode d??termin??e. Si l'orbite est circulaire alors la courbe sera une condition sine courbe. Si l'orbite est elliptique , la forme de la courbe d??pend de la l'excentricit?? de l'ellipse et l'orientation de l'axe majeur par rapport ?? la ligne de vis??e.
Il est impossible de d??terminer individuellement la demi-grand axe a et l'inclinaison du plan de l'orbite i. Cependant, le produit de la demi-grand axe et le sinus de l'inclinaison (soit un p??ch?? i) peuvent ??tre d??termin??es directement en unit??s lin??aires (par exemple km). Si l'un ou i peuvent ??tre d??termin??es par d'autres moyens, comme dans le cas des binaires ?? ??clipses, une solution compl??te pour l'orbite peut ??tre trouv??.
Binaires ?? ??clipses
Une ??toile binaire ?? ??clipse est une ??toile binaire dans lequel le plan de l'orbite des deux ??toiles se trouve si pr??s de la ligne de vue de l'observateur que les composants subissent mutuelle ??clipses. Dans le cas o?? le binaire est ??galement un binaire spectroscopique et la parallaxe du syst??me est connu, le binaire est tr??s pr??cieux pour l'analyse stellaire.
Dans la derni??re d??cennie, la mesure d'??clipser param??tres fondamentaux de binaires est devenu possible avec les t??lescopes de la classe 8 m??tres. Il est ainsi possible de les utiliser comme chandelles standard. R??cemment, elles ont ??t?? utilis??es pour obtenir des estimations de distance directs ?? la LMC, SMC, Andromeda Galaxy et Galaxie du Triangle. Binaires ?? ??clipses offrent une m??thode directe pour mesurer la distance aux galaxies ?? une nouvelle am??lioration de niveau de pr??cision de 5%.
Binaires ?? ??clipses sont ??toiles variables, non pas parce que la lumi??re des composants individuels varient, mais en raison des ??clipses. Le courbe de lumi??re d'une binaire ?? ??clipse est caract??ris??e par des p??riodes de lumi??re pratiquement constante, avec des gouttes p??riodiques d'intensit??. Si l'une des ??toiles est plus grand que l'autre, on sera obscurci par une ??clipse totale tandis que l'autre sera obscurci par un ??clipse annulaire.
La dur??e de la orbite d'une binaire ?? ??clipse peut ??tre d??termin??e ?? partir d'une ??tude de la courbe de lumi??re, et les tailles relatives des ??toiles individuelles peut ??tre d??termin??e en termes de rayon de l'orbite en observant comment rapidement les changements de luminosit?? que le disque des lames pr??s des ??toiles sur le disque de l'??toile lointaine. Se il se agit ??galement d'un binaire spectroscopique ??l??ments orbitaux peuvent ??galement ??tre d??termin??s, et la masse des ??toiles peuvent ??tre d??termin??es relativement facilement, ce qui signifie que les densit??s relatives des ??toiles peuvent ??tre d??termin??es dans ce cas.
Binaires Astrometric
Une ??toile binaire astrom??trique est une ??toile binaire pour lequel un seul des ??toiles composant peut ??tre observ?? visuellement. La position de l'??toile visible est d??tect??e et mesur??e avec soin d'avoir une oscillation, en raison de l'influence de la gravit?? de son homologue. La position de l'??toile est mesur??e par rapport ?? plusieurs reprises ??toiles plus lointaines, et ensuite v??rifi?? pour les quarts p??riodiques de la situation. G??n??ralement, ce type de mesure ne peut ??tre effectu??e sur les ??toiles ?? proximit??, tels que ceux dans les 10 parsecs. Les ??toiles proches ont souvent un niveau relativement ??lev?? mouvement propre, de sorte binaires astrom??triques appara??tra ?? suivre une trajet sinuso??dal ?? travers le ciel.
Si le compagnon est suffisamment massif pour provoquer un changement observable dans la position de l'??toile, puis sa pr??sence peut ??tre d??duite. De pr??cise mesures astrom??triques du mouvement de l'??toile visible sur une assez longue p??riode de temps, des informations sur la masse du compagnon et sa p??riode orbitale peuvent ??tre d??termin??es. M??me si le compagnon ne est pas visible, les caract??ristiques du syst??me peuvent ??tre d??termin??es ?? partir des observations en utilisant Kepler de lois .
Cette m??thode de d??tection est ??galement binaires utilis?? pour localiser des plan??tes extrasolaires orbitant une ??toile. Toutefois, les exigences pour effectuer cette mesure sont tr??s exigeants, en raison de la grande diff??rence dans le rapport de masse, et l'g??n??ralement longue p??riode de l'orbite de la plan??te. D??tection des changements de position d'une ??toile est une science tr??s exigeante, et il est difficile d'atteindre la pr??cision n??cessaire. Les t??lescopes spatiaux peuvent ??viter l'effet bluring de l' atmosph??re de la Terre , ce qui entra??ne dans la r??solution plus pr??cise.
Par configuration du syst??me
Une autre classification est bas??e sur la distance des ??toiles, par rapport ?? leurs dimensions:
D??tach?? binaires sont une sorte de ??toiles binaires o?? chaque composant est dans son Roche lobe, ce est ?? dire la zone o?? l' attraction gravitationnelle de l'??toile elle-m??me est plus grande que celle de l'autre composant. Les ??toiles ne ont pas d'effet majeur sur l'autre, et essentiellement ??voluent s??par??ment. La plupart des binaires appartiennent ?? cette classe.
??toiles binaires en terrasses sont des ??toiles binaires o?? l'un des composants remplit Roche le lobe de l'??toile binaire et l'autre pas. Le gaz de la surface de l'??l??ment de remplissage de Roche lobe (donneur) est transf??r??e ?? l'autre, ??toile accr??tion. Le transfert de masse domine l'??volution du syst??me. Dans de nombreux cas, le gaz entrant fait disque d'accr??tion autour de la accretor. Des exemples de ce type sont Binaires X et ??toiles variables cataclysmiques.
Un binaire de contact est un type d'??toile binaire dans lequel les deux composantes du binaire remplissent leurs lobes Roche. La partie sup??rieure de la atmosph??res stellaires forme une enveloppe commune qui entoure les deux ??toiles. Comme le frottement des freins de l'enveloppe mouvement orbital, les ??toiles peuvent ??ventuellement fusionner.
Binary ??volution des ??toiles
Formation
M??me se il ne est pas impossible que certains binaires pourraient ??tre cr????s par la capture gravitationnelle entre deux ??toiles simples, ??tant donn?? la tr??s faible probabilit?? d'un tel ??v??nement (trois objets sont effectivement n??cessaires, que la conservation de r??gles d'??nergie sur un seul corps gravitant capturer une autre) et le nombre ??lev?? de binaires, ce ne peut ??tre le processus de formation primaire. En outre, l'observation des binaires constitu?? de pr?? ??toiles de s??quence principale, soutient la th??orie que les binaires sont d??j?? form??s au cours la formation des ??toiles. La fragmentation du nuage mol??culaire au cours de la formation de proto??toiles est une explication acceptable pour la formation d'un syst??me d'??toile binaire ou multiple.
Le r??sultat de la probl??me de trois corps, o?? les trois ??toiles sont de masse comparable, est que finalement l'un des trois ??toiles seront ??ject??s du syst??me et, en supposant qu'aucun autres perturbations significatives, les deux autres forment un syst??me binaire stable.
Le transfert de masse et de l'accr??tion
Comme un principales ??toiles de s??quence augmente en taille durant son ??volution, il peut ?? un moment d??passer son Roche lobe, ce qui signifie que certains de ses projets en la mati??re dans une r??gion o?? l' attraction gravitationnelle de son ??toile compagnon est plus grand que le sien. Le r??sultat est que la mati??re va transf??rer d'une ??toile ?? l'autre par un processus connu sous le nom Roche Lobe d??bordement (RLOF), soit ??tre absorb?? par impact direct ou par l'interm??diaire d'un disque d'accr??tion. La math??matique point par lequel ce transfert arrive est appel?? le premier Point de Lagrange. Il ne est pas rare que le disque d'accr??tion est le (et donc parfois la seule visible) ??l??ment brillant d'une ??toile binaire.
Si un ast??risque se d??veloppe en dehors de son lobe de Roche trop rapide pour toutes abondante mati??re ?? transf??rer ?? l'autre composant, il est ??galement possible que la mati??re quitte le syst??me par l'interm??diaire d'autres points de Lagrange ou comme vent stellaire, ??tant ainsi perdue pour les deux composants. Depuis l'??volution d'une ??toile est d??termin??e par sa masse, le processus influe sur l'??volution des deux compagnons, et cr??e les stades qui ne peuvent ??tre atteints par simples ??toiles .
Les ??tudes de la ternaire ??clipsant Algol a conduit ?? la Algol paradoxe dans la th??orie de l'??volution stellaire: Bien que les composants d'une forme d'??toile binaire en m??me temps, et les ??toiles massives ??voluent beaucoup plus vite que les moins massives, il a ??t?? observ?? que la composante plus massive Algol A est encore dans le s??quence principale, tandis que les moins massives Algol B est un ??toile sous-g??ante ?? un stade d'??volution plus tard. Le paradoxe peut ??tre r??solu par transfert de masse: quand l'??toile plus massive est devenue une sous-g??ante, il rempli son Roche lobe, et la plupart de la masse a ??t?? transf??r??e ?? l'autre ??toile, qui est encore dans la s??quence principale. Dans certains binaires semblables ?? Algol, un flux de gaz peut en fait ??tre consid??r??.
Runaways et novae
Il est ??galement possible pour les binaires largement s??par??es perdent le contact de la pesanteur avec l'autre au cours de leur dur??e de vie, ?? la suite de perturbations ext??rieures. Les composants seront alors passer ?? ??voluer ??toiles comme simples. Une rencontre entre deux syst??mes binaires peut ??galement entra??ner la rupture de gravit?? des deux syst??mes, avec certaines des ??toiles ??tant ??ject??es ?? des vitesses ??lev??es, conduisant ?? ??toiles emballement.
Si une naine blanche a une ??toile de compagnon proche qui d??borde son Roche lobe, la naine blanche sera r??guli??rement accr??tion des gaz de l'atmosph??re de l'??toile ext??rieure. Ceux-ci sont compact??s ?? la surface de la naine blanche intense par sa gravit??, comprim?? et chauff?? ?? tr??s haute temp??rature comme mat??riau suppl??mentaire est aspir??. Le nain blanc est constitu?? de mati??re d??g??n??r??e, et est donc largement insensibles ?? la chaleur, tandis que l'hydrog??ne ne est pas accumul??e. L'hydrog??ne fusion peut se produire de mani??re stable sur la surface ?? travers le Cycle CNO, provoquant l'??norme quantit?? d'??nergie lib??r??e par ce processus de souffler les gaz restants loin de la surface de la naine blanche. Le r??sultat est une explosion de lumi??re extr??mement brillantes, connu comme un nova.
Dans les cas extr??mes cet ??v??nement peut causer la naine blanche d??passer la Limite de Chandrasekhar et de d??clencher une supernova qui d??truit l'??toile enti??re, et est une autre cause possible de fugueurs. Un exemple c??l??bre d'un tel ??v??nement est la supernova SN 1572, qui a ??t?? observ??e par Tycho Brahe. Le t??lescope spatial Hubble a r??cemment pris une photo des restes de cet ??v??nement.
Utilisez en astrophysique
Binaires fournissent la meilleure m??thode pour astronomes pour d??terminer la masse d'une ??toile lointaine. L'attraction gravitationnelle entre eux les fait tourner autour de leur centre de masse commun. De l'orbitale d'un motif binaire visuel, ou la variation temporelle du spectre d'un binaire spectroscopique, la masse des ??toiles peut ??tre d??termin??e. De cette fa??on, la relation entre l'apparence d'une ??toile ( temp??rature et rayon) et sa masse peuvent ??tre trouv??s, ce qui permet la d??termination de la masse du non-binaires.
Parce qu'une grande partie des ??toiles existe dans les syst??mes binaires, les fichiers binaires sont particuli??rement importantes pour notre compr??hension des processus par lesquels les ??toiles se forment. En particulier, la p??riode et les masses du binaire nous renseignent sur la quantit?? de moment angulaire dans le syst??me. Parce que ce est un quantit?? conserv??e dans la physique , les binaires nous donner des indices importants sur les conditions dans lesquelles les ??toiles se sont form??es.
Dans un syst??me binaire, l'??toile plus massive est g??n??ralement d??sign?? ??A??, et son compagnon ??B??. Ainsi, la lumineuse principale ??toile de la s??quence du Sirius syst??me est Sirius A, tandis que la plus petite naine blanche Sirius est membre B. Toutefois, si la paire est tr??s largement s??par??, ils peuvent ??tre d??sign??s par les exposants comme avec Zeta Reticuli (ζ 1 Ret et ζ 2 Ret).
Les r??sultats des recherches
On croit que jusqu'?? soixante-quinze pour cent de toutes les ??toiles sont dans les syst??mes binaires, avec autant que 10% de ces syst??mes contenant plus de deux ??toiles (triples, quadruples, etc.).
Il existe une corr??lation directe entre le p??riode de r??volution d'une ??toile binaire et la excentricit?? de son orbite, avec des syst??mes de courte p??riode ayant plus petite excentricit??. ??toiles binaires peuvent ??tre trouv??s avec toute s??paration concevable, en orbite autour de paires si pr??s que elles sont pratiquement en contact les uns avec les autres, ?? des paires s??par??es de mani??re de loin que leur liaison ne est indiqu??e que par leur commun mouvement propre ?? travers l'espace. Parmi les syst??mes d'??toiles binaires gravitationnellement li??s, il existe ce qu'on appelle un connecter distribution normale des p??riodes, avec la majorit?? de ces syst??mes en orbite avec une p??riode d'environ 100 ans. Ce est preuve ?? l'appui de la th??orie que les syst??mes binaires sont form??s pendant la formation des ??toiles.
En couples o?? les deux ??toiles sont de l'??galit?? luminosit??, elles sont ??galement de la m??me type spectral. Dans les syst??mes o?? les luminosit??s sont diff??rents, l'??toile plus faible est plus bleue si l'??toile la plus brillante est une ??toile g??ante, et plus rouge si l'??toile la plus brillante appartient ?? la s??quence principale.
Depuis masse peut ??tre d??termin??e que de l'attraction gravitationnelle, et les seules ??toiles (?? l'exception du Sun , et ??toiles gravitationnellement-lensed), pour lesquels elle peut ??tre d??termin??e sont des ??toiles binaires, ce sont une classe unique importante d'??toiles. Dans le cas d'une ??toile binaire visuelle, apr??s l'orbite et de la parallaxe stellaire du syst??me a ??t?? d??termin??, la masse combin??e des deux ??toiles peut ??tre obtenu par une application directe de la loi harmonique de Kepler .
Malheureusement, il est impossible d'obtenir l'orbite compl??te d'une binaire spectroscopique sauf se il est ??galement un visuel ou un binaire ?? ??clipse, donc ?? partir de ces objets qu'une d??termination de la production conjointe de la masse et du sinus de l'angle d'inclinaison par rapport ?? la ligne la vue est possible. Dans le cas des binaires ?? ??clipses qui sont aussi binaires spectroscopiques, il est possible de trouver une solution compl??te pour les sp??cifications (masse, la densit?? , la taille, luminosit??, et la forme approximative) des deux ??l??ments du syst??me.
Plan??tes autour des ??toiles binaires
La science-fiction a souvent pr??sent?? plan??tes d'??toiles binaires ou ternaires comme un cadre. En r??alit??, certaines gammes orbitales sont impossibles pour des raisons dynamiques (la plan??te serait expuls?? de son orbite relativement rapidement, ??tant soit ??ject?? du syst??me tout ?? fait ou transf??r??s ?? une gamme plus orbitale interne ou externe), tandis que d'autres orbites de s??rieux d??fis pr??sents pour ??ventuelle biosph??res en raison de probables des variations extr??mes de temp??rature de surface au cours des diff??rentes parties de l'orbite. Plan??tes qui orbitent juste une ??toile dans une paire binaire sont dit avoir orbites "de type S", tandis que ceux qui orbite autour de deux ??toiles ont "de type P" ou "orbites circumbinary". On estime que 50-60% des ??toiles binaires sont capables de supporter plan??tes terrestres dans les gammes habitables orbitales stables.
Les simulations ont montr?? que la pr??sence d'un compagnon binaire peut effectivement am??liorer le taux de formation des plan??tes dans les zones orbitales stables par "attiser" le disque protoplan??taire, l'augmentation du taux des protoplan??tes sein d'accr??tion.
D??tecter des plan??tes autour de plusieurs syst??mes stellaires pr??sente des difficult??s techniques suppl??mentaires, qui peuvent ??tre pourquoi ils ne sont que rarement trouv??. Des exemples comprennent PSR et B1620-26c HD 188753 Ab, cette derni??re ??tant la seule plan??te connue dans un syst??me ternaire ?? partir de 2006.
De multiples exemples ??toiles
La grande distance entre les composants, ainsi que leur diff??rence de couleur, rendent Albireo un des plus faciles binaires visuelles observables. Le membre brillants, qui est la troisi??me ??toile de la plus brillante dans le constellation Cygnus, est en fait un binaire proximit?? lui-m??me. Toujours dans la constellation du Cygne est Cygnus X-1, un Source de rayons X consid??r?? comme un trou noir . C'est un masse ??lev??e Binaire X, avec la contrepartie optique ??tant un ??toile variable. Un autre c??l??bre binaire est Sirius , l'??toile la plus brillante dans le ciel de nuit, avec un visuel magnitude apparente de -1,46. Il est situ?? dans la constellation Canis Major. En 1844, Friedrich Bessel d??duit que Sirius ??tait un binaire. En 1862, Alvan Graham Clark a d??couvert le compagnon (Sirius B; l'??toile visible est Sirius A). En 1915 les astronomes ?? la Observatoire du Mont Wilson d??termin?? que Sirius B ??tait une naine blanche , le premier ?? ??tre d??couvert. En 2005, en utilisant le t??lescope spatial Hubble , les astronomes d??termin??s Sirius B soit 12000 km de diam??tre, avec une masse qui est de 98% de la Sun .
Un exemple d'une binaire ?? ??clipse est Epsilon Aurigae dans la constellation Auriga. La composante visible appartient ?? la F0 classe spectrale, l'autre (??clipse) composant ne est pas visible. La prochaine ??clipse se produit ?? partir 2009-2011, et il est ?? esp??rer que les nombreuses observations qui seront probablement r??alis??es peuvent donner de nouvelles informations sur la nature de ce syst??me. Un autre binaire ?? ??clipse est Beta Lyre, qui est un syst??me d'??toile binaire de contact dans la constellation de Lyra. Ses deux ??toiles de composants sont suffisamment proches que le mat??riel de la photosph??re de chacun est tir?? vers l'autre, en tirant les ??toiles dans une forme ellipso??dale. Beta Lyrae est le prototype de cette classe de binaires ?? ??clipses, dont les composantes sont tellement rapproch??s qu'ils se d??forment par leur gravitation mutuelle.
Autres binaires int??ressants comprennent 61 Cygni (un binaire dans la constellation Cygnus, compos?? de deux Classe K (orange) ??toiles de s??quence principale, 61 Cygni A et 61 Cygni B, qui est connu pour sa grande mouvement propre), Procyon (l'??toile la plus brillante de la constellation Canis Minor et le huiti??me ??toile la plus brillante dans le ciel de nuit, qui est un binaire constitu?? de l'??toile principale avec un faible naine blanche compagnon), SS Lacertae (une binaire ?? ??clipse qui a arr??t?? ??clipsant), V907 Sco (une binaire ?? ??clipse qui se est arr??t??e, red??marr??, puis arr??t?? ?? nouveau) et BG Geminorum (une binaire ?? ??clipse qui est cens?? contenir un trou noir avec une ??toile de K0 en orbite autour d'elle).
Algol est le plus c??l??bre ternaire (longtemps pens?? ??tre un binaire), situ??e dans la constellation Pers??e. Deux composants du syst??me ??clipse de l'autre, la variation de l'intensit?? du premier Algol ??tant enregistr?? en 1670 par Geminiano Montanari. Le nom Algol signifie "??toile de d??mon?? (de l'arabe الغول al-Ghul), qui a probablement ??t?? donn?? en raison de son comportement particulier. Un autre ternaire est visible Alpha Centauri, dans la constellation australe du Centaurus, qui contient le quatri??me ??toile la plus brillante dans le ciel nocturne, avec un magnitude visuelle apparente de -0,01. Ce syst??me souligne ??galement le fait que les binaires ne doivent pas ??tre r??duits ?? la recherche de plan??tes habitables. Centauri A et B ont une distance de 11 UA au point le plus proche, et les deux devraient avoir zones habitables stables.
Il ya aussi des exemples de syst??mes au-del?? ternaires: Castor est un syst??me sextuple ??toiles, qui est la deuxi??me ??toile la plus brillante de la constellation Gemini et l'une des ??toiles les plus brillantes dans le ciel nocturne. Astronomiquement, Castor a ??t?? d??couvert pour ??tre un binaire visuelle en 1719. Chacun des composants de Castor est lui-m??me un binaire spectroscopique. Castor a aussi un compagnon l??ger et largement s??par??, qui est ??galement une binaire spectroscopique.
