Wie können Eclipsing-Binärdateien verwendet werden, um Entfernungen zu messen?

Die meisten Entfernungsmethoden basieren auf der Leuchtkraft: Sie messen den Lichtstrom eines Objekts, nehmen an, dass es eine bestimmte Leuchtkraft hat, und bestimmen dann die Entfernung anhand des Abstandsgesetzes. Die Frage ist also: Wie bestimmt man die Leuchtkraft?

Die Eclipsing-Binary-Methode verwendet die Idee, dass die Leuchtkraft eines Sterns definiert werden kann als$L = 4 \pi f_{s} R^{2}$, Wo$f_{s}$ist der Fluss pro Flächeneinheit von der Sternoberfläche und$R$ist der Radius des Sterns. Wie bestimmen wir diese?

Der Oberflächenfluss des Sterns kann aus Sternatmosphärenmodellen in Kombination mit detaillierter Spektroskopie des Sterns geschätzt werden; alternativ gibt es enge empirische Beziehungen zwischen dem Oberflächenfluss und der Farbe für Sterne des späten Typs (bekannt als Oberflächenhelligkeits-Farbbeziehung [SBCR] ). Letztere scheinen für die neuere Arbeit an Eclipsing-Binären bevorzugt zu werden (wobei die Binärdatei aus roten Riesensternen besteht).

Der Radius des Sterns ist der Punkt, an dem die Eclipsing-Binary-Methode ins Spiel kommt. Durch detaillierte photometrische Überwachung können Sie die Periode der Umlaufbahn, den Zeitpunkt und die Dauer der Finsternisse sowie die Dauer des Beginns und des Endes der Finsternis (d. h. die Sonnenfinsternis) bestimmen partielle Sonnenfinsternisphasen vor und nach der vollständigen Sonnenfinsternis). Und mit einer detaillierten spektroskopischen Überwachung können Sie die Radialgeschwindigkeiten der Sterne bestimmen, wodurch Sie die Umlaufgeschwindigkeiten bestimmen können (aus den beobachteten Radialgeschwindigkeiten der Sterne über die Dopplerverschiebungen ihrer Spektren). Aus der Umlaufdauer und den Umlaufgeschwindigkeiten lässt sich die Größe der Umlaufbahnen bestimmen. Angesichts der Größe des Systems und der Geschwindigkeiten der Sterne können Sie die Radien berechnender Sterne (z. B. wird ein Stern mit einem kleinen Radius bei gleicher Geschwindigkeit und Bahngröße später, aber schneller in eine vollständige Sonnenfinsternis übergehen als ein großer Stern).

Beachten Sie, dass die Kenntnis der Geometrie und des Timings der Umlaufbahn es Ihnen auch ermöglicht, die Farben oder die Spektroskopie der einzelnen Sterne und damit ihre individuellen Oberflächenflüsse besser zu bestimmen. (Beispiel: Wenn das System nicht verfinstert ist, wissen Sie, dass Sie Licht von beiden Sternen gleichzeitig sehen, während Sie wissen, dass Sie nur Licht von ihm sehen, wenn ein Stern den anderen vollständig verdunkelt, und dann ausrechnen können, wie viel davon das kombinierte Licht ist auf den anderen Stern zurückzuführen.)

Am einfachsten ist es, wenn die Umlaufbahn kreisförmig ist und die Neigung zu unserer Blickrichtung beträgt$90^{\circ}$(dh die Binärdatei ist flankeneingeschaltet); aber solange es zumindest partielle Sonnenfinsternisse und Überwachung der Radialgeschwindigkeit gibt, kann man immer noch die Geometrie des Systems ausarbeiten und die Methode anwenden.

Der Hauptvorteil der Eclipsing-Binary-Methode besteht also darin, dass Sie die Geometrie und das Timing des Systems ausarbeiten können, sodass Sie die Radien der beiden Sterne bestimmen und diese dann mit ihren Oberflächenflüssen kombinieren können, um ihre Leuchtkraft zu erhalten -- und dann ihre Entfernung.

Der Schlüssel hier ist Masse.

In nichtbinären Systemen (oder anderen externen Faktoren) kann es etwas schwierig sein, die Masse eines Sterns zu bestimmen. Sie sehen nur eine Punktlichtquelle; Wir können spektrale Merkmale erhalten, die uns in einigen Fällen eine Vorstellung geben können, aber es ist ziemlich schwierig, auf andere Weise Masse zu erhalten.

Wenn Sie Masse haben (die Sie bekommen können, weil Doppelsterne sich bewegen und sich entsprechend ihrer Masse bewegen), können Sie die Masse-Leuchtkraft-Beziehung oder andere Theorien spezieller Objekte in Kombination mit der Farbe verwenden, um die Leuchtkraft und damit die Entfernung zu bestimmen , da die Kenntnis der Flussleistung auf der Oberfläche und des Flusses, den Sie in Ihrem Teleskop messen, dann leicht in eine Entfernung umgewandelt werden kann (Fluss ist per Definition die Leuchtkraft pro einer kugelförmigen quadratischen Oberfläche, wobei der Radius der Kugel Ihre Entfernung von der ist Objekt. Mit Fluss und Leuchtkraft lösen Sie einfach nach der Entfernung auf.)

Für verdunkelnde Binärdateien können Sie die Masse auf zwei Arten bestimmen. Wenn Sie die Spektren der Sterne aufnehmen, während sich die beiden Sterne nicht verfinstern, können Sie ihre Geschwindigkeiten durch das Rothemden der Linien eines Objekts und die Blauverschiebung der anderen bestimmen; Sie können dann die Periode der Umlaufbahn anhand der Lichtkurve bestimmen und mit beiden die Größe der Umlaufbahn ermitteln. Mit diesen Informationen können Sie die kollektive Masse der beiden Sterne finden.

Alternativ können Sie sich die Lichtkurven der Sterne genau ansehen und die Größe basierend darauf bestimmen, wie lange der Eintritt (der Stern von einer teilweisen Verfinsterung zu einer vollständigen Verfinsterung) in Verbindung mit der Geschwindigkeit der Umlaufbahn dauert. Mit Größe und Farbe können Sie dann Leuchtkraft und Masse bestimmen, obwohl die Masse in diesem Fall weniger wichtig ist, da die Leuchtkraft hier das Endziel ist.

Das erstgenannte Verfahren versagt bei zwei stark unterschiedlich hellen Objekten, so dass die Spektrallinien des einen durch das andere ausgewaschen werden.