¿Cómo se pueden usar las binarias eclipsantes para medir distancias?

La mayoría de los métodos de distancia se basan en la luminosidad: mide el flujo de un objeto, asume que tiene una luminosidad particular y luego determina la distancia desde eso usando la ley del cuadrado inverso. Entonces la pregunta es: ¿cómo determinas la luminosidad?

El método binario eclipsante utiliza la idea de que la luminosidad de una estrella se puede definir como$L = 4 \pi f_{s} R^{2}$, dónde$f_{s}$es el flujo por unidad de área desde la superficie de la estrella y$R$es el radio de la estrella. Entonces, ¿cómo los determinamos?

El flujo superficial de la estrella se puede estimar a partir de modelos de atmósfera estelar combinados con espectroscopía detallada de la estrella; alternativamente, existen estrechas relaciones empíricas entre el flujo superficial y el color de las estrellas de tipo tardío (conocidas como relación superficie-brillo-color [SBCR] ). Estos últimos parecen ser los preferidos para trabajos recientes sobre binarios eclipsantes (donde el binario consiste en estrellas gigantes rojas).

El radio de la estrella es donde entra en juego el método binario eclipsante. Mediante un control fotométrico detallado, puede determinar el período de la órbita, el momento y la duración de los eclipses, y la duración de los inicios y salidas de los eclipses (es decir, el fases del eclipse parcial antes y después del eclipse total). Y con un monitoreo espectroscópico detallado, puede determinar las velocidades radiales de las estrellas, lo que le permite determinar las velocidades orbitales (a partir de las velocidades radiales observadas de las estrellas, a través de los desplazamientos Doppler de sus espectros). A partir del período de la órbita y las velocidades orbitales, puedes determinar el tamaño de las órbitas. Dado el tamaño del sistema y las velocidades de las estrellas, puedes calcular los radiosde las estrellas (por ejemplo, para la misma velocidad y tamaño de órbita, una estrella con un radio pequeño se eclipsará por completo más tarde, pero más rápidamente, que una estrella grande).

Tenga en cuenta que conocer la geometría y el tiempo de la órbita también le permite determinar mejor los colores o la espectroscopia de las estrellas individuales y, por lo tanto, sus flujos superficiales individuales. (Por ejemplo, cuando el sistema no está en eclipse, usted sabe que está viendo la luz de ambas estrellas a la vez, mientras que si una estrella eclipsa completamente a la otra, sabe que solo está viendo la luz de ella, y entonces puede calcular cuánto de la luz combinada se debe a la otra estrella.)

Las cosas son más simples si la órbita es circular y la inclinación a nuestra línea de visión es$90^{\circ}$(es decir, el binario está de canto); pero siempre que haya al menos eclipses parciales y monitoreo de la velocidad radial, aún puede calcular la geometría del sistema y usar el método.

Entonces, la ventaja clave del método binario eclipsante es que puede calcular la geometría y el tiempo del sistema, de modo que puede determinar los radios de las dos estrellas y luego combinar eso con sus flujos superficiales para obtener sus luminosidades. y luego su distancia.

La clave aquí es la masa.

En sistemas no binarios (u otros factores externos) puede ser un poco difícil determinar la masa de una estrella. Solo ves una fuente puntual de luz; podemos obtener características espectrales que, en algunos casos, se pueden usar para darnos una idea, pero de otra manera es bastante difícil obtener masa.

Si tiene masa (que puede obtener porque las estrellas binarias se mueven y se mueven de acuerdo con sus masas), entonces puede usar la relación masa-luminosidad u otras teorías de objetos especiales en combinación con el color para determinar la luminosidad y por lo tanto la distancia. , ya que conocer la salida de flujo en la superficie y el flujo que está midiendo en su telescopio puede convertirse fácilmente en una distancia (el flujo, por definición, es la luminosidad por una superficie cuadrada esférica, el radio de la esfera es su distancia desde el objeto Con flujo y luminosidad, solo resuelve la distancia).

Para binarias eclipsantes, puede determinar la masa de dos maneras. Si toma los espectros de las estrellas mientras las dos estrellas no están eclipsando, puede determinar sus velocidades a través de la camisa roja de las líneas de un objeto y el cambio azul de los otros; luego puede determinar el período de la órbita por la curva de luz y, usando ambos, puede encontrar el tamaño de la órbita. Con esta información, puedes encontrar la masa colectiva de las dos estrellas.

Alternativamente, puede observar detenidamente las curvas de luz de las estrellas y determinar el tamaño en función del tiempo de ingreso (la estrella pasa de eclipsarse parcialmente a eclipsarse totalmente) junto con la velocidad de la órbita. Con el tamaño y el color, puedes determinar la luminosidad y la masa, aunque la masa en este caso es menos importante, ya que la luminosidad es el objetivo final aquí.

El primer método falla con dos objetos de brillos significativamente diferentes, de modo que las líneas espectrales de uno son eliminadas por el otro.