O que são?
Sistemas múltiplos são sistemas de estrelas que estão gravitacionalmente associados que orbitam o mesmo centro de massa ou baricentro, sendo que a maioria deles são binários, ou seja, eles são compostos de duas estrelas, mas existe uma pequena minoria de sistemas estelares que possuem mais de duas estrelas.
Formação:
Esses sistemas estelares se formam quando uma nebulosa de grande porte se divide devido aos diversos colapsos gravitacionais a nebulosa sofre que também fazem a nuvem se comprimir e se tornar quente, logo criando estrelas, isso acaba dividindo a nebulosa que continua associada gravitacionalmente a seus restos. Os colapsos gravitacionais podem ocorrer em momentos diferentes ou simultâneos. Isso explica porque existem sistemas múltiplos cujo suas estrelas apresentam propriedades extremamente desiguais.
Tipos de sistemas múltiplos:
Existem vários tipos de sistemas múltiplos como as binárias eclipsantes, as cataclísmicas e outras que agora nos serão apresentadas. Assim como existem diversas maneiras de detecta-los. A maioria dos sistemas múltiplos são binários, devido ao fato de apenas poucas nebulosas apresentarem tamanho suficiente para sofrer mais de dois colapsos gravitacionais.Variáveis eclipsantes:
Variáveis eclipsantes são sistemas binários que apenas um dos componentes é visível, enquanto o outro componente só é perceptível por meio de eclipses que esta provoca na estrela principal. Esses eclipses reduzem bastante o brilho do sistema, como as reduções de brilho apresentam um padrão regular, é possível perceber a presença da companheira sobre a estrela principal. Também pode se detectar os componentes desses sistemas por meio da espetroscopia.
Fonte:http://astroweb.iag.usp.br/~dalpino/AGA215/APOSTILA/cap09cor.pdf
Curva de luz das variáveis eclipsantes, a principal caraterísticas delas é que a redução de brilho menor é provocada quando o componente secundário passa sobre a companheira, enquanto a redução maior é provocada quando o componente primário passa sobre o componente secundário.
Curva de luz das variáveis eclipsantes, a principal caraterísticas delas é que a redução de brilho menor é provocada quando o componente secundário passa sobre a companheira, enquanto a redução maior é provocada quando o componente primário passa sobre o componente secundário.
Sistemas múltiplos visíveis:
Esses sistemas múltiplos ou sistemas duplos são sistemas estelares cujo todos os componentes do sistema são visíveis pois eles se mantém em uma distância relativamente grande uns dos outros, oque facilita a observação deles para observadores amadores com telescópios de grandes aberturas e em alguns casos, até mesmo de binóculos. Podemos dizer se as estrelas estão gravitacionalmente associadas quando se analisa a órbita destas. Se o movimento da órbita de ambas as estrelas forem iguais, dependentes um do outro e se ambas as órbitas das estrelas orbitarem o mesmo baricentro, pode-se dizer que as estrelas estão gravitacionalmente associadas, mas se a órbita delas for independentes,desiguais uma das outras e elas não orbitarem o mesmo baricentro, pode-se dizer o contrário.
Fonte:http://nightcamera.blogspot.com.br/2008/05/mu-scorpii.html
Mu Scorpii, um exemplo de sistema duplo visível próximo. Mu Scorpii-1 e Mu Scorpii-2 são as estrelas mais brilhantes da imagem.
Fonte:http://www.nossoplaneta.com/2014/01/planetas-estrelas-e-suas-respectivas.html
Antares, um exemplo de estrela binária espectroscópica cujo obviamente a companheira de Antares não aparece na imagem, já que ela apenas pode ser detectada por espectroscopia.
Sistemas múltiplos cataclísmicos:
Esses sistemas estelares são compostos de anãs brancas massivas em estágios avançados de evolução e uma gigante vermelha muito massiva. A gravidade da anã branca suga a maior parte da matéria da gigante vermelha. A anã branca absorve tanto material que a sua pressão se torna instável, o que faz a estrela explodir em uma nova. As explosões são imprevisíveis, o que torna dificulta sua observação. Os componentes mais fracos do sistema podem ser detectados por espectroscopia.
Fonte:https://jumk.de/astronomie/special-stars/nova-muscae-1991.shtml
Nova Muscae 1991, um exemplo de sistema múltiplo cataclísmico bastante conhecido.Sistemas múltiplos espectroscópicos:
Esses sistemas estelares são sistemas estelares cujo nem todos as estrelas dele são visíveis a telescópio, dificultando seu estudo para observadores amadores devido a grande proximidade entre elas. Essas estrelas apresentam uma distância uma outra que varia normalmente de 1 UA até aproximadamente a 2 UA. Estas estrelas são detectadas apenas por meio das ondas eletromagnéticas emitidas por elas.Fonte:http://www.nossoplaneta.com/2014/01/planetas-estrelas-e-suas-respectivas.html
Antares, um exemplo de estrela binária espectroscópica cujo obviamente a companheira de Antares não aparece na imagem, já que ela apenas pode ser detectada por espectroscopia.
Múltiplas aparentes:
Sistemas múltiplos aparentes são aqueles sistemas estelares que devido a um efeito de projeção que ocorre devido ao fato de algumas estrelas estarem na mesma linha de visão da Terra, elas aparentam estar próximas umas das outras, aparentando estarem fisicamente associadas. Mas pode-se comprovar o fato de que elas não estão fisicamente associadas ao analisar as órbitas que ambas as estrelas percorrem. Se as órbitas das estrelas estiverem desiguais, independentes umas das outras e se elas não orbitarem o mesmo baricentro, pode-se comprovar que as estrelas não são fisicamente associadas. Esses tipos de sistemas múltiplos podem ser observados por observadores amadores com telescópios de pequenas aberturas ou binóculos.
fonte:http://pics-about-space.com/gamma-crucis-star-red-giant?p=1
Gamma Crucis, exemplo de sistema múltipla aparente cujo a companheira é a segunda estrela vermelha mais brilhante um pouco acima à direita de Gamma Crucis.
Sistemas estelares astrométricos:
Sistemas estelares astrométricos são sistemas estelares cujo um dos membros é fraco demais para serem observadas, mas elas são detectadas por ondulações que provocam na estrela principal.Cálculo de massa dos sistemas múltiplos:
Cálculo da massa de múltiplas visuais:
Para fazermos a determinação da massa dos sistemas múltiplos basta dividir a separação angular entre as duas estrelas pelo período orbital do sistema. Um parsec é igual a 3,261 564 anos-luz.
Equação 1:
M1+M2=A^3 /P^2
A= distância entre as duas estrelas (em UA).
P=Período orbital das estrelas (em anos).
Cálculo da massa de binárias visuais:
Equação 2:
M1+M2=(r•a)^3/P^2
r=Distância do sistema em relação a Terra(em parsecs).
A= comprimento aparente dá órbita do sistema (em graus)
Antes de tudo, para obtermos o tamanho angular aparente da órbita do sistema precisamos realizar a seguinte equação:
sen a= o/r
o= separação angular aparente do sistema ou comprimento aparente da órbita (em graus).
r=distância do sistema em relação a Terra (em parsecs).
Considerando que o valor do seno de a é aproximadamente o mesmo valor de a, para ângulos pequenos, podemos dizer o valor aproximado de a.
O valor do tamanho angular saíra em radianos, mas isso pode ser compensado em duas regras de três simples, sabendo que em um radiano existem 206 265" e que o valor de um radiano em graus é de aproximadamente 57,3 graus ou 360/6,28:
2π~6,28
o/r • 360/2π ou o/r • 206 265"
Sendo que A é igual ao tamanho angular do semieixo maior do sistema em segundos vezes a distância do sistema em relação a Terra, podemos dizer que A é matematicamente representado assim:
Cálculo da massa de binárias visuais:
Equação 2:
M1+M2=(r•a)^3/P^2
r=Distância do sistema em relação a Terra(em parsecs).
A= comprimento aparente dá órbita do sistema (em graus)
Antes de tudo, para obtermos o tamanho angular aparente da órbita do sistema precisamos realizar a seguinte equação:
sen a= o/r
o= separação angular aparente do sistema ou comprimento aparente da órbita (em graus).
r=distância do sistema em relação a Terra (em parsecs).
Considerando que o valor do seno de a é aproximadamente o mesmo valor de a, para ângulos pequenos, podemos dizer o valor aproximado de a.
O valor do tamanho angular saíra em radianos, mas isso pode ser compensado em duas regras de três simples, sabendo que em um radiano existem 206 265" e que o valor de um radiano em graus é de aproximadamente 57,3 graus ou 360/6,28:
2π~6,28
o/r • 360/2π ou o/r • 206 265"
Sendo que A é igual ao tamanho angular do semieixo maior do sistema em segundos vezes a distância do sistema em relação a Terra, podemos dizer que A é matematicamente representado assim:
A (UA)=(a • r)
a= Tamanho angular aparente da órbita do sistema (em segundos).
r= Distância do sistema em relação a Terra (em parsecs).
Exemplo:
Determine a massa do sistema Sirius, sabendo que o período orbital do sistema é de 50 anos, o tamanho angular do semieixo maior é de 7,5" e que ele se localiza a uma distância de 2,67 parsecs.
(2,67 •7,5)^3/50^2=
8 030, 037 516/2500=
3,212 015 006 massas solares
Para obtermos o valor da massa individual de cada estrela precisamos conhecer a distância das duas estrelas ao seu baricentro ou centro de massa.
Equação 2:
M1/M2=R1/R2
M= massa da estrela.
R= distância em relação ao centro de massa do sistema que geralmente é a estrela primária do sistema.
Considerando a massa do sistema Sirius do exemplo anterior, considere que se a distância de Sirius B ao centro de massa fosse o dobro da distância de Sirius A ao centro de massa. Qual valor teria as massas individuais de ambas as estrelas?
Ma/Mb=R2/R/1=2
Ma=2Mb
2Mb+Mb=3 Mb= 3,212 015 006
Mb=3,212 015 006/3
Mb=1,070 671 669
Por fim iremos subtrair a massa do sistema pela massa de Sirius B para obtermos o valor da massa de Sirius A.
1,070 671 669 + Ma= 3,212 015 006 massas solares
Ma=3,212 015 006 - 1,070 671 669
Ma=2, 141 343 337
Cálculo da massa de sistemas múltiplos espectroscópicos:
Para obtermos a massa de sistemas sistemas múltiplos espectroscópicos, basta dividir velocidade das ondas das estrelas pela velocidade da luz. Esse cálculo pode calcular a massa de sistemas cataclísmicos e astrométricos. Isso pode ser feito por meio do efeito Doppler.
Equação 2:
Vr/c=Δλ/λ
Vr= velocidade da onda em (em km/s)
c= velocidade da luz em unidades naturais, logo c=300 000 km/s
λ= comprimento de onda sem deslocamento
Δλ=comprimento de onda observado
Δλ=comprimento de onda observado
Exemplo :
Considerando que em um sistema espectroscópico de período de 17,5 dias (0,048 anos), e a tal que V1= 75 km/2 e V2= 25 km/s. Determine a massa das estrelas.
M2/M1= V1/V2=75/25=3M1=M2
Iremos determinar o semi-eixo maior a partir da velocidade das duas estrelas
a=P(V1+V2)/2π =(1 512 000 s • 100 km/s)/2π=24 000 000 km=0,16 UA
Iremos determinar o semi-eixo maior a partir da velocidade das duas estrelas
a=P(V1+V2)/2π =(1 512 000 s • 100 km/s)/2π=24 000 000 km=0,16 UA
Agora usando a derivação da terceira lei de Kepler:
0,153^3/0,048^2=
0,003 581 577/0,002 304 000=
1,554 503 906 massas solares
3M1+M1=1,554 503 906
M1=1,554 503 906/4
M1=0,388 625 976
Por fim iremos subtrair a massa da estrela menor pela massa do sistema para obtermos a massa da estrela maior.
0,388 625 976 + M2= 1,554 503 906
M2=1,554 503 906 - 0,388 625 976
M2=1,165 877 930
Agradecimentos:
Agradeço bastante por prestigiarem o blog, espero que gostem das atuais e futuras postagens.
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