ビジュアルバイナリについて詳しく解説

導入

カミーユ・フラマリオン（1882年）の後のミザール、彼の仲間、そしてアルコル

光学二重星は、望遠鏡などの機器を使用して 2 つの成分を別々に観察できる、空にある一対の近くの星であり、したがって、この定義は特に機器の分解能に依存します。このうち、可視連星とは、一般に主星の周囲の二次星の相対的な軌道運動によってその連星の性質が明らかになるものである。

歴史的

ビジュアルダブルス

ミザールとその乗り手のアルコルは、12 分の差があり、古代から視力のテストとして使われていたと考えられますが、「二重星」という用語の現存する最古の使用は、『アルマゲスト』のプトレマイオス(Vol VII-VIII、~137) に由来しています。 ): これらは射手座 ν ¹と ν ²で、分離 14’、「 Quæ in oculo [of Sagittarius] est nebulosa et bina 」と示されています (Peters & Knobel 1915を参照)。

第 2 幕は、機器の開発、つまり天体望遠鏡の発明とともに展開されます。二重星の歴史では、最初の「望遠鏡式」二重星はミザールであるとされていますが、発見者については異なります。1650 年のイエズス会の父ジョヴァンニ・バプティスタ・リッチョーリはベネデット・カステッリに先立ち、1617 年 1 月 7 日、かつての主人であるガリレオにこう述べています。ウナ デッレ ベル コセ チェ シアーノ イン シエロ」?いずれにしても、最初の二重星の発見は17^世紀半ばに始まりました。

当初、これらは偶然に発見されたものであり、おそらく二重光学であると考えられ、1777 年から 1778 年にマンハイムのクリスチャン・メイヤーによって二重星の最初のカタログが作成されるまで体系的な研究は行われませんでした (Bode 1781)。

第 3 幕は、 19^世紀初頭の視覚的連星のハイライトに対応します。これは、二重星の収集に非常に強力な推進力を与えます。なぜなら、軌道運動によって星の「重さ」を測定できるからです。実際、そうするための唯一の直接的な方法です。

発見者の数は上記のリストが示すよりもはるかに多くなります。すべてを引用することができない場合は、たとえばハーシェル (ジョン) やシュトルーベ (オットー) の息子たちを挙げることができます。一方、言及されたカタログには、一方では光学二重である可能性も真の連星である可能性のある二重（または複数の）星が含まれており、他方ではそれらは部分的に冗長です。純粋な発見の観点からは、次のことを許可する必要があるようです。ヴィルヘルム・シュトルーヴェに約2640年、バーナムに約1260年、エイトケンとハッセーに約4500年、ヒッパルコスに少なくとも2996年、ティコに約13250年。

ウィリアム・ハーシェル

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視覚的連星の存在の最初の確認は、1802 年 7 月^{1 日}に天文学者で音楽家のウィリアム ハーシェルによって王立協会の前で行われました。プトレマイオスが「二重星」と呼んだものと、その後彼が連星と呼んだものの違いを彼が説明したのもこの機会でした。しかし、最初に見た線から少し逸脱すると、二重星のように見えるはずです。しかし、これらの星がまったくつながっていない場合、連星系は形成されません。逆に、2 つの星が実際に互いに非常に近くに位置する場合は、次のようになります。そして同時に、隣接する星から実質的な影響を受けないように隔離されており、互いへの相互引力の絆によって結合されたままである。」 (Herschel 1802)

クリスチャン・メイヤーは 1779 年に小さな太陽が大きな太陽の周りを回る可能性を検討していたため、この考え自体は新しいものではありませんでしたが、ハーシェル (1782) は当時、この仮説は時期尚早であると考えて距離を置きました。この議論において、ランバートは 1761 年に連星は軌道運動を示すはずで、これは観察されておらず、一般に二重は光学二重でなければならないと主張しました。一方、ジョン・ミッシェル (1767) は、より微妙な (完全に正しいわけではないが)統計的議論を使用して、逆に、独立した星の等級が限られたサンプルでランダムに採取された、非常に近い 2 つの星を見つけるには確率が低すぎることを証明しました。 : 「そのような二重星は、実際には一緒に配置された星からなり、何らかの一般法則の影響下にあるという可能性が特に高く、一般的にほぼ確実である。」

それ以外の場合は、異なる明るさのカップル（演繹的に最も明るいものが最も近い）を観察することで、適切な動きを測定することが可能になる可能性があり、ボードはマイヤーのカタログに対するコメントの中で、二重星の相対運動の研究を示唆した。同様の議論を使用して、Herschel (1782) は、1776 年 11 月 11 日のオリオン座θ ¹から始めて、多数のカップルを注意深く測定し始めました。彼は、1世紀半前に地動説の著名な擁護者が行った次の提案に従って、年周視差の差を測定しようとしました。このようにして、年間の動きを確立することに加えて、星の大きさと距離を知ることができるからです。 » (ガリレオ 1632)。

逆説的ですが、ハーシェルはこの最後の点に貢献するつもりはありませんでした。最初の視差測定値を取得するには、35 年後のベッセルまで待つ必要がありました。一方、連星研究に関する創設論文 (1803 年) では、カストルを先頭とする軌道対のリストを提供しました。特定の数の双対系の物理的性質をめぐる論争が決着しただけでなく、ニュートンの重力の法則は太陽系の外でも有効であるため真に普遍的であることを証明する道が開かれた。そして最後に、同じペアの、つまり同じ距離にある天体は、しばしば等級に大きな違いがあるため、星は異なる絶対等級を持つ可能性があります（それでもハーシェルは、輝きが距離の指標であると長年考え続けました）。

最初の点については、Félix Savary (1827 年) がカップルの軌道を再構成する方法を計算したとき、それを証明するまでにまだ四半世紀待たなければなりませんでしたが、これは、観測された軌道が地球への投影であるため、自明ではない問題でした。真の軌道の空の接平面。サヴァリーの最初の「数値応用」は、おおぐま座ξ星に対するもので、期間は60年で、この二重星は1780年5月2日にハーシェルによって発見され、息子のジョン・ハーシェルが1831年に軌道を再計算した。

その後、軌道の研究と決定は19^世紀から20^世紀にかけて続けられました。カミーユ・フラマリオンの、特定の相対運動をする二重星のカタログには、1878 年に 819 対が含まれていました。2005 年 3 月^{1 日}の時点で、視覚連星軌道の第 6 カタログには、1745 系の 1832 の軌道が含まれていました。