Os sistemas binários costumam ser classificados de acordo com sua aparência, perante os instrumentos de observação, em seis tipos: visuais, elipsoidais variáveis, astrométricos, eclipsantes e espectroscópicos. A seguir, faremos um breve resumo das características de cada um desses sistemas, focando nossa descrição nos sistemas binários espectroscópicos, os quais, são os objetos de estudo da nossa Tese.
2.2.1
Binárias Visuais
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 vistas 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.
2.2.2
Binárias elipsoidais variáveis
Apesar de não serem eclipsantes, os sistemas binários elipsoidais variáveis são sistemas binários que apresentam variações periódicas de brilho. A variação do brilho desses sistemas é produzida pela forma distorcida (elipsoidal) das estrelas componentes.
Capítulo 2. Estrelas Binárias 27
2.2.3
Binárias astrométricas
Nos casos em que apenas uma 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 binária astrométrica.
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. Foi pela alteração causada no movimento próprio de Sirius A, que se descobriu a existência de Sirius B antes que ela fosse diretamente observada.
2.2.4
Binárias eclipsantes
Quando o ângulo de inclinação da órbita i de um sistema binário é de 90°, cada uma das estrelas pode periodicamente eclipsar a outra, dessa forma, o sistema é chamado de binária eclipsante. Alguns milhares desses sistemas são conhecidos, muitos deles também são sistemas binários espectroscópicos e apenas algumas são sistemas binários visuais.
A principal forma de detecção das binárias eclipsantes é através das variações no brilho na curva de luz quando uma estrela eclipsa a outra. Nos momentos em que não ocorre o eclipse, o bri- lho é constante com o passar do tempo. Nas ocasiões de eclipse, a curva de luz pode apresentar dois tipos de mínimos de brilho, ou seja, de diferentes profundidades. O mínimo de maior profundidade ocorre quando a estrela mais fria passa na frente da mais quente, definindo um eclipse primário. No outro eclipse, a profundidade do mínimo é menor, ocorrendo então um eclipse secundário.
Dependendo do ângulo de inclinação da órbita, o eclipse pode ser central ou parcial. Quando i = 90, ocorre o eclipse central, que pode ser total (menor estrela atrás da maior) ou anular (estrela menor na frente da maior). Quando numa órbita circular o eclipse é parcial, ambas ocultações têm igual tempo de duração e os mínimos de brilho não são achatados.
Capítulo 2. Estrelas Binárias 28
2.2.5
Binárias espectroscópicas
As estrelas de um sistema binário espectroscópico, aparecem nos telescópios como se fossem uma estrela simples, mas são observadas se movendo periodicamente afastando-se e se aproximando do observador ao longo da linha de visada. Esse movimento ocorre devido ao fato de que suas linhas espectrais sofrem deslocamentos periódicos do azul para o vermelho e vice-versa.
Quado uma estrela tem uma componente do movimento na direção da linha de visada, o comprimento de onda de cada linha do seu espectro sofre o efeito Doppler, deslocando-se de uma quantidade ∆λ da por
∆λ (t) = λ (t) − λ0 (2.5)
em que λ (t) é o comprimento de onda da linha espectral medida no instante t, e λ0é o comprimento de onda da linha espectral da fonte, quando ela está em repouso com relação ao observador. Um desvio negativo, isto é, um desvio para um comprimento de onda menor do que λ0 (para o azul) indica que a fonte aproxima-se do observador. Por outro lado, um desvio para um comprimento de onda maior do que λ0 (para o vermelho), ou seja, um desvio positivo, indica que a fonte se afasta do observador.
Na Figura (2.3) mostramos uma representação esquemática do movimento de uma estrela binária espectroscópica e a variação de suas linhas espectrais. As componentes do sistema são representas pelos pontos A e B. Nas situações em que as estrelas se deslocam perpendicularmente à linha de visada do observador (estágios 2 e 4) não é detectado nenhuma alteração nas linhas espectrais de ambas as componentes. No estágio 1, vemos a estrela A se aproximando e a estrela B se afastando do observador. Neste caso, verifica-se uma deslocamento das linhas espectrais da estrela A no sentido do azul e da estrela B no sentido do vermelho. Para a situação correspondente ao estágio 3, acontece o contrário, a estrela A se afasta e a B se aproxima do observador, provocando um deslocamento das linhas espectrais da estrela A para o vermelho e da estrela B para o azul.
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A componente da velocidade ao longo da linha de visada é comumente chamada de velo- cidade radial, vr(t). Matematicamente, essa componente é dada por
∆λ (t) λ0 ≡ [λ (t) − λ0] λ0 = vr(t) c , (2.6) o que implica em vr(t) = (c/λ0) ∆λ (t) , (2.7)
onde c é a velocidade da luz (299.792 km s−1) e vr(t) é dada em quilômetros por segundo. Por- tanto, os desvios observados nas linhas espectrais das estrelas de uma sistema binário espectroscó- pico são devidos ao efeito Doppler da luz, que resulta do movimento da estrela em torno do centro de massa do sistema.
Figura 2.3: Ilustração do movimento de uma estrela binária espectroscópica e a variação de suas linhas espectrais. Quando as estrelas se aproximam ou se afastam do observador, suas linhas espec- trais sofrem um deslocamento para o azul ou para o vermelho, respectivamente. Figura traduzida do site http://plato.acadiau.ca/courses/phys.
Em alguns sistemas binários espectroscópicos, é possível distinguir apenas o espectro de uma das componentes. A ausência do espectro ocorre quando uma das estrelas não é suficiente- mente brilhante para tornar o seu espectro visível no comprimento de onda observado. No caso dos
Capítulo 2. Estrelas Binárias 30
sistemas em que os espectros das duas estrelas são distinguíveis, as duas estrelas possuem brilhos aproximadamente iguais no comprimento de onda observado. Um sistema binário espectroscópico no qual se distingue apenas um espectro, é chamado de sistema binário espectroscópico de linha única, SB1. Os sistemas nos quais se distingue os espectros das duas componentes, são chamados de sistemas binários espectroscópicos de linha dupla, SB2.