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estrella binaria

La estrella binaria más cercana, Alfa Centauri , fotografiada por el Telescopio Espacial Hubble. Un sistema estelar binario es un sistema de dos estrellas unidas gravitacionalme...

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La estrella binaria más cercana, Alfa Centauri , fotografiada por el Telescopio Espacial Hubble.

Un sistema estelar binario es un sistema de dos estrellas unidas gravitacionalmente y que orbitan una alrededor de la otra. Las estrellas binarias se encuentran entre los objetos más importantes de la astrofísica, ya que permiten la medición directa de las masas estelares y ponen a prueba las teorías de la evolución estelar. Las estrellas binarias en el cielo nocturno que se ven como un solo objeto a simple vista a menudo se resuelven como estrellas separadas mediante un telescopio , en cuyo caso se denominan binarias visuales . Muchas binarias visuales tienen largos períodos orbitales de varios siglos o milenios y, por lo tanto, sus órbitas son inciertas o poco conocidas. También pueden detectarse mediante técnicas indirectas, como la espectroscopia ( binarias espectroscópicas ) o la astrometría ( binarias astrométricas ). Si una estrella binaria orbita en un plano paralelo a nuestra línea de visión, sus componentes se eclipsarán y transitarán entre sí; estos pares se denominan binarias eclipsantes o, junto con otras binarias que cambian de brillo a medida que orbitan, binarias fotométricas .

Si los componentes de un sistema estelar binario están lo suficientemente cerca, pueden distorsionar gravitacionalmente las atmósferas estelares externas del otro. En algunos casos, estos sistemas binarios cercanos pueden intercambiar masa, lo que puede llevar su evolución a etapas que las estrellas individuales no pueden alcanzar. Ejemplos de sistemas binarios son Sirio y Cygnus X-1 (Cygnus X-1 es un conocido agujero negro ). Las estrellas binarias también son comunes como núcleos de muchas nebulosas planetarias y son las progenitoras tanto de novas como de supernovas de tipo Ia .

Descubrimiento

Las estrellas dobles , un par de estrellas que parecen estar cerca una de la otra, se han observado desde la invención del telescopio . Algunos ejemplos tempranos incluyen Mizar y Acrux . Mizar, en la Osa Mayor , fue observada como doble por Giovanni Battista Riccioli en 1650 [ 1 ] [ 2 ] (y probablemente antes por Benedetto Castelli y Galileo ). [ 3 ] La brillante estrella austral Acrux , en la Cruz del Sur , fue descubierta como doble por el Padre Fontenay en 1685. [ 1 ]

La evidencia de que las estrellas en pares eran algo más que simples alineaciones ópticas llegó en 1767, cuando el filósofo natural y clérigo inglés John Michell se convirtió en la primera persona en aplicar las matemáticas de la estadística al estudio de las estrellas, demostrando en un artículo que muchas más estrellas aparecen en pares o grupos de las que una distribución perfectamente aleatoria y una alineación fortuita podrían explicar. Centró su investigación en el cúmulo de las Pléyades y calculó que la probabilidad de encontrar una agrupación tan cercana de estrellas era de aproximadamente una entre medio millón. Concluyó que las estrellas en estos sistemas estelares dobles o múltiples podrían sentirse atraídas entre sí por la fuerza gravitatoria, proporcionando así la primera evidencia de la existencia de estrellas binarias y cúmulos estelares. [ 4 ]

William Herschel comenzó a observar estrellas dobles en 1779, con la esperanza de encontrar una estrella cercana emparejada con una estrella distante para poder medir la posición cambiante de la estrella cercana a medida que la Tierra orbitaba alrededor del Sol (medir su paralaje ), lo que le permitiría calcular la distancia a la estrella cercana. Pronto publicaría catálogos de unas 700 estrellas dobles. [ 5 ] [ 6 ] Para 1803, había observado cambios en las posiciones relativas de varias estrellas dobles a lo largo de 25 años y concluyó que, en lugar de mostrar cambios de paralaje, parecían estar orbitando una alrededor de la otra en sistemas binarios. [ 7 ] La primera órbita de una estrella binaria se calculó en 1827, cuando Félix Savary calculó la órbita de Xi Ursae Majoris . [ 8 ]

A lo largo de los años, se han catalogado y medido muchas más estrellas dobles. En junio de 2017, el Catálogo de Estrellas Dobles de Washington , una base de datos de estrellas dobles visuales compilada por el Observatorio Naval de los Estados Unidos , contenía más de 100 000 pares de estrellas dobles, [ 9 ] incluyendo dobles ópticas y estrellas binarias. Se conocen las órbitas de solo unos pocos miles de estas estrellas dobles. [ 10 ]

Etimología

El término binario fue utilizado por primera vez en este contexto por Sir William Herschel en 1802, [ 11 ] cuando escribió: [ 12 ]

Si, por el contrario, dos estrellas se encuentran muy cerca una de la otra y, al mismo tiempo, están tan aisladas que no se ven afectadas significativamente por la atracción gravitatoria de las estrellas vecinas, entonces formarán un sistema independiente y permanecerán unidas por su propia gravedad mutua. A esto se le denomina un sistema binario real; y cualquier par de estrellas conectadas de esta manera forma el sistema sideral binario que ahora analizaremos.

Según la definición moderna, el término estrella binaria generalmente se restringe a pares de estrellas que giran alrededor de un centro de masa común. Las estrellas binarias que se pueden resolver con un telescopio o métodos interferométricos se conocen como binarias visuales . [ 13 ] [ 14 ] Para la mayoría de las estrellas binarias visuales conocidas, aún no se ha observado una revolución completa; más bien, se observa que han viajado a lo largo de una trayectoria curva o un arco parcial. [ 15 ]

Sistema binario eclipsante que muestra diferentes fases de la estrella secundaria más pequeña en relación con la estrella primaria (centro).

El término más general «estrella doble» se utiliza para referirse a pares de estrellas que se ven muy cerca una de la otra en el cielo. [ 11 ] Esta distinción rara vez se hace en idiomas distintos del inglés. [ 13 ] Las estrellas dobles pueden ser sistemas binarios o simplemente dos estrellas que parecen estar cerca en el cielo, pero que tienen distancias reales muy diferentes al Sol. Estas últimas se denominan dobles ópticas o pares ópticos . [ 16 ]

Clasificaciones

Disco de gas y polvo visto de canto presente alrededor del sistema estelar binario HD  106906.

Métodos de observación

Las estrellas binarias se clasifican en cuatro tipos según la forma en que se observan: visualmente, mediante observación; espectroscópicamente , mediante cambios periódicos en las líneas espectrales ; fotométricamente , mediante cambios en el brillo causados ​​por un eclipse; o astrométricamente , midiendo una desviación en la posición de una estrella causada por una compañera invisible. [ 13 ] [ 17 ] Cualquier estrella binaria puede pertenecer a varias de estas clases; por ejemplo, varias binarias espectroscópicas también son binarias eclipsantes.

binarios visuales

Una estrella binaria visual es aquella cuya separación angular entre sus dos componentes es lo suficientemente grande como para observarlas como una estrella doble con un telescopio o incluso con binoculares de alta potencia . La resolución angular del telescopio es un factor importante en la detección de binarias visuales, y a medida que se mejore la resolución angular en las observaciones de estrellas binarias, se detectará un número cada vez mayor de ellas. El brillo relativo de las dos estrellas también es un factor importante, ya que el resplandor de una estrella brillante puede dificultar la detección de una componente más tenue.

La estrella más brillante de un sistema binario visual es la estrella primaria , y la más tenue se considera la secundaria. En algunas publicaciones (especialmente las más antiguas), a una secundaria débil se la denomina comes (plural comites ; compañera). Si las estrellas tienen el mismo brillo, se suele aceptar la designación del descubridor para la primaria. [ 18 ]

Se mide el ángulo de posición de la estrella secundaria con respecto a la primaria, junto con la distancia angular entre ambas. También se registra el tiempo de observación. Tras un número suficiente de observaciones registradas durante un periodo de tiempo, se representan en coordenadas polares con la estrella primaria en el origen, y se traza la elipse más probable a través de estos puntos de manera que se cumpla la ley de Kepler para áreas . Esta elipse se conoce como elipse aparente y es la proyección de la órbita elíptica real de la secundaria con respecto a la primaria sobre el plano celeste. A partir de esta elipse proyectada, se pueden calcular los elementos completos de la órbita, donde el semieje mayor solo puede expresarse en unidades angulares a menos que se conozca la paralaje estelar y, por lo tanto, la distancia del sistema. [ 14 ]

Binarias espectroscópicas

Algol B orbita alrededor de Algol A. Esta animación se creó a partir de 55 imágenes del interferómetro CHARA en la banda H del infrarrojo cercano , ordenadas según la fase orbital.

En ocasiones, la única evidencia de una estrella binaria proviene del efecto Doppler en la luz que emite. En estos casos, el sistema binario consiste en un par de estrellas donde las líneas espectrales de la luz emitida por cada estrella se desplazan primero hacia el azul cuando la estrella se acerca a nosotros y hacia el rojo cuando se aleja de nosotros, durante su movimiento alrededor de su centro de masa común , con el período de su órbita común.

En estos sistemas, la separación entre las estrellas suele ser muy pequeña y la velocidad orbital muy alta. A menos que el plano de la órbita sea perpendicular a la línea de visión, las velocidades orbitales tienen componentes en la línea de visión, y la velocidad radial observada del sistema varía periódicamente. Dado que la velocidad radial se puede medir con un espectrómetro observando el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de las estrellas , los sistemas binarios detectados de esta manera se conocen como sistemas binarios espectroscópicos . La mayoría de estos no se pueden resolver como un sistema binario visual, incluso con los telescopios de mayor resolución existentes .

En algunos sistemas binarios espectroscópicos, se observan líneas espectrales de ambas estrellas, alternando entre líneas dobles y simples. Este tipo de sistema se conoce como binario espectroscópico de líneas dobles (a menudo denominado "SB2"). En otros sistemas, solo se observa el espectro de una de las estrellas, y las líneas espectrales se desplazan periódicamente hacia el azul, luego hacia el rojo y viceversa. Estos sistemas se conocen como binarios espectroscópicos de líneas simples ("SB1").

La órbita de un sistema binario espectroscópico se determina mediante una serie de observaciones de la velocidad radial de uno o ambos componentes del sistema. Estas observaciones se representan gráficamente en función del tiempo, y a partir de la curva resultante se determina el período. Si la órbita es circular , la curva es sinusoidal . Si la órbita es elíptica , la forma de la curva depende de la excentricidad de la elipse y de la orientación del eje mayor con respecto a la línea de visión.

Es imposible determinar individualmente el semieje mayor a y la inclinación del plano orbital i . Sin embargo, el producto del semieje mayor y el seno de la inclinación (es decir, a sen i ) puede determinarse directamente en unidades lineales (por ejemplo, kilómetros). Si a o i pueden determinarse por otros medios, como en el caso de binarias eclipsantes, se puede encontrar una solución completa para la órbita. [ 19 ]

Las estrellas binarias que son tanto visuales como espectroscópicas son raras y, cuando se descubren, constituyen una valiosa fuente de información. Se conocen alrededor de 40. Las estrellas binarias visuales suelen tener grandes separaciones reales, con periodos que se miden en décadas o siglos; por consiguiente, sus velocidades orbitales suelen ser demasiado pequeñas para ser medidas espectroscópicamente. Por el contrario, las estrellas binarias espectroscópicas se mueven rápidamente en sus órbitas debido a su proximidad, generalmente demasiado cercana para ser detectadas como binarias visuales. Por lo tanto, las binarias que resultan ser tanto visuales como espectroscópicas deben estar relativamente cerca de la Tierra.

Binarias eclipsantes

Un sistema estelar binario eclipsante es aquel en el que el plano orbital de las dos estrellas se encuentra tan cerca de la línea de visión del observador que los componentes experimentan eclipses mutuos . [ 20 ] En el caso de que el sistema binario sea también espectroscópico y se conozca su paralaje , resulta muy valioso para el análisis estelar. Algol , un sistema estelar triple en la constelación de Perseo , contiene el ejemplo más conocido de un sistema binario eclipsante.

Este video muestra la representación artística de un sistema estelar binario eclipsante. A medida que las dos estrellas orbitan una alrededor de la otra, se interponen entre sí y su brillo combinado, visto desde la distancia, disminuye.

Las binarias eclipsantes son estrellas variables, no porque varíe la luz de sus componentes individuales, sino debido a los eclipses. La curva de luz de una binaria eclipsante se caracteriza por periodos de luz prácticamente constante, con caídas periódicas de intensidad cuando una estrella pasa por delante de la otra. El brillo puede disminuir dos veces durante la órbita: una vez cuando la secundaria pasa por delante de la primaria y otra cuando la primaria pasa por delante de la secundaria. El eclipse más profundo se denomina primario, independientemente de qué estrella esté siendo ocultada, y si también ocurre un segundo eclipse menos profundo, se denomina eclipse secundario. La magnitud de las caídas de brillo depende del brillo relativo de las dos estrellas, la proporción de la estrella ocultada que queda oculta y el brillo superficial (es decir, la temperatura efectiva ) de las estrellas. Normalmente, la ocultación de la estrella más caliente causa el eclipse primario. [ 20 ]

El período orbital de un sistema binario eclipsante puede determinarse mediante el estudio de su curva de luz , y los tamaños relativos de las estrellas individuales pueden determinarse en función del radio de la órbita, observando la rapidez con la que cambia el brillo a medida que el disco de la estrella más cercana se desliza sobre el disco de la otra estrella. [ 20 ] Si también se trata de un sistema binario espectroscópico, los elementos orbitales también pueden determinarse, y la masa de las estrellas puede determinarse con relativa facilidad, lo que significa que las densidades relativas de las estrellas pueden determinarse en este caso. [ 21 ]

Desde aproximadamente 1995, la medición de los parámetros fundamentales de las binarias eclipsantes extragalácticas se ha hecho posible con telescopios de 8 metros. Esto permite utilizarlas para medir directamente las distancias a galaxias externas, un proceso más preciso que el uso de candelas estándar . [ 22 ] Para 2006, se habían utilizado para obtener estimaciones directas de la distancia a la Gran Nube de Magallanes (LMC) , la Pequeña Nube de Magallanes ( SMC) , la Galaxia de Andrómeda y la Galaxia del Triángulo . Las binarias eclipsantes ofrecen un método directo para calcular la distancia a las galaxias con una precisión mejorada del 5 %. [ 23 ]

Sistemas binarios no eclipsantes que pueden detectarse mediante fotometría.

Los sistemas binarios cercanos no eclipsantes también pueden detectarse fotométricamente observando cómo las estrellas se afectan mutuamente de tres maneras. La primera consiste en observar la luz adicional que las estrellas reflejan de su compañera. La segunda consiste en observar las variaciones de luz elipsoidales causadas por la deformación de la forma de la estrella debido a sus compañeras. El tercer método consiste en analizar cómo el efecto de colimación relativista afecta la magnitud aparente de las estrellas. La detección de sistemas binarios con estos métodos requiere fotometría precisa . [ 24 ]

Binarias astrométricas

Los astrónomos han descubierto algunas estrellas que aparentemente orbitan alrededor de un espacio vacío. Las binarias astrométricas son estrellas relativamente cercanas que se observan oscilando alrededor de un punto en el espacio, sin una compañera visible. Las mismas matemáticas que se utilizan para las binarias ordinarias se pueden aplicar para inferir la masa de la compañera faltante. La compañera podría ser muy tenue, de modo que actualmente sea indetectable o esté enmascarada por el brillo de su primaria, o podría ser un objeto que emita poca o ninguna radiación electromagnética , por ejemplo, una estrella de neutrones . [ 25 ]

La posición de la estrella visible se mide cuidadosamente y se detecta su variación debido a la influencia gravitacional de su compañera. La posición de la estrella se mide repetidamente en relación con estrellas más distantes y luego se comprueba si hay cambios periódicos en su posición. Normalmente, este tipo de medición solo se puede realizar en estrellas cercanas, como las que se encuentran a menos de 10 pársecs . Las estrellas cercanas suelen tener un movimiento propio relativamente alto , por lo que los sistemas binarios astrométricos parecerán seguir una trayectoria ondulada en el cielo. 

Si la compañera es lo suficientemente masiva como para causar un cambio observable en la posición de la estrella, entonces se puede deducir su presencia. A partir de mediciones astrométricas precisas del movimiento de la estrella visible durante un período de tiempo suficientemente largo, se puede determinar información sobre la masa de la compañera y su período orbital. [ 26 ] Aunque la compañera no sea visible, las características del sistema se pueden determinar a partir de las observaciones utilizando las leyes de Kepler . [ 27 ]

Este método de detección de sistemas binarios también se utiliza para localizar planetas extrasolares que orbitan una estrella. Sin embargo, los requisitos para realizar esta medición son muy exigentes, debido a la gran diferencia en la relación de masas y al período orbital generalmente largo del planeta. La detección de cambios de posición de una estrella es una ciencia muy precisa y resulta difícil alcanzar la exactitud necesaria. Los telescopios espaciales pueden evitar el efecto de distorsión de la atmósfera terrestre , lo que permite una resolución más precisa.

Configuración del sistema

Sistema estelar binario separado
Separado
sistema estelar binario semidesprendido
Adosada
Sistema estelar binario de contacto
Contacto
Configuraciones de un sistema estelar binario con una relación de masas de 3. Las líneas negras representan las equipotenciales críticas internas de Roche, los lóbulos de Roche.

Otra clasificación se basa en la distancia entre las estrellas, en relación con sus tamaños: [ 28 ]

Los sistemas binarios separados son estrellas binarias donde cada componente se encuentra dentro de su lóbulo de Roche , es decir, la zona donde la atracción gravitatoria de la estrella es mayor que la de la otra. En la secuencia principal, las estrellas no se influyen mutuamente y, esencialmente, evolucionan de forma independiente. La mayoría de los sistemas binarios pertenecen a esta clase.

Las estrellas binarias semidesprendidas son aquellas en las que uno de los componentes llena el lóbulo de Roche de la estrella binaria, mientras que el otro no. En este tipo de estrellas binarias en interacción , el gas de la superficie del componente que llena el lóbulo de Roche (donante) se transfiere al otro componente, el que está acrecentando. Esta transferencia de masa domina la evolución del sistema. En muchos casos, el gas entrante forma un disco de acreción alrededor del componente que acrecenta.

Un sistema binario de contacto es un tipo de estrella binaria en la que ambos componentes del sistema binario llenan sus lóbulos de Roche . La parte superior de las atmósferas estelares forma una envoltura común que rodea a ambas estrellas. A medida que la fricción de la envoltura frena el movimiento orbital , las estrellas pueden eventualmente fusionarse . [ 29 ] W Ursae Majoris es un ejemplo.

Variables cataclísmicas y binarias de rayos X

Representación artística de un sistema de variables cataclísmicas.

Cuando un sistema binario contiene un objeto compacto como una enana blanca , una estrella de neutrones o un agujero negro , el gas de la otra estrella (donante) puede acumularse en el objeto compacto. Esto libera energía potencial gravitatoria , lo que hace que el gas se caliente y emita radiación. Las estrellas variables cataclísmicas , donde el objeto compacto es una enana blanca, son ejemplos de tales sistemas. [ 30 ] En los sistemas binarios de rayos X , el objeto compacto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro . Estos sistemas binarios se clasifican como de baja o alta masa según la masa de la estrella donante. Los sistemas binarios de rayos X de alta masa contienen una estrella donante joven, de tipo temprano y de alta masa que transfiere masa por su viento estelar , mientras que los sistemas binarios de rayos X de baja masa son sistemas binarios semidesprendidos en los que el gas de una estrella donante de tipo tardío o una enana blanca desborda el lóbulo de Roche y cae hacia la estrella de neutrones o el agujero negro. [ 31 ] Probablemente el ejemplo más conocido de un sistema binario de rayos X sea el sistema binario de rayos X de alta masa Cygnus X-1 . En Cygnus  X-1, se estima que la masa del compañero invisible es aproximadamente nueve veces mayor que la del Sol, [ 32 ] superando con creces el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para la masa teórica máxima de una estrella de neutrones. Por lo tanto, se cree que es un agujero negro; fue el primer objeto para el cual se creyó esto ampliamente. [ 33 ]

Período orbital

Los períodos orbitales pueden ser inferiores a una hora (para las estrellas AM CVn ), o de unos pocos días (componentes de Beta Lyrae ), pero también de cientos de miles de años ( Proxima Centauri alrededor de Alpha Centauri AB).

Variaciones en el período

El mecanismo de Applegate explica las variaciones a largo plazo del período orbital observadas en ciertos sistemas binarios eclipsantes. A medida que una estrella de la secuencia principal atraviesa un ciclo de actividad, las capas exteriores de la estrella están sujetas a un par magnético que modifica la distribución del momento angular, lo que resulta en un cambio en el achatamiento de la estrella. La órbita de las estrellas en el sistema binario está acoplada gravitacionalmente a sus cambios de forma, de modo que el período muestra modulaciones (típicamente del orden de ∆P/P ~ 10 −5 ) en la misma escala temporal que los ciclos de actividad (típicamente del orden de décadas). [ 34 ]

Otro fenómeno observado en algunos sistemas binarios Algol ha sido el aumento monótono del período. Esto es bastante distinto de las observaciones mucho más comunes de aumentos y disminuciones alternas del período explicadas por el mecanismo de Applegate. Los aumentos monótonos del período se han atribuido a la transferencia de masa, generalmente (pero no siempre) de la estrella menos masiva a la más masiva [ 35 ].

Designaciones

A y B

Representación artística del sistema estelar binario AR Scorpii.

Los componentes de las estrellas binarias se denotan mediante los sufijos A y B añadidos a la designación del sistema, donde A indica la primaria y B la secundaria. El sufijo AB puede usarse para denotar el par (por ejemplo, la estrella binaria α Centauri AB consta de las estrellas α Centauri A y α Centauri B). Se pueden usar letras adicionales, como C , D , etc., para sistemas con más de dos estrellas. [ 36 ] En los casos en que la estrella binaria tiene una designación Bayer y está muy separada, es posible que los miembros del par se designen con superíndices; un ejemplo es Zeta Reticuli , cuyos componentes son ζ 1 Reticuli y ζ 2 Reticuli. [ 37 ]

Designaciones de descubridores

Las estrellas dobles también se designan con una abreviatura que indica al descubridor junto con un número de índice. [ 38 ] α Centauri, por ejemplo, fue descubierta como doble por el padre Richaud en 1689, por lo que se designa como RHD 1. [ 1 ] [ 39 ] Estos códigos de descubridor se pueden encontrar en el Catálogo de Estrellas Dobles de Washington . [ 40 ]

Caliente y frío

La estrella secundaria en un sistema estelar binario puede denominarse compañera caliente o compañera fría , dependiendo de su temperatura en relación con la estrella primaria.

Ejemplos:

Evolución

Formación

Si bien no es imposible que algunos sistemas binarios se creen mediante la captura gravitacional entre dos estrellas individuales, dada la muy baja probabilidad de tal evento (se requieren tres objetos, ya que la conservación de la energía descarta que un solo cuerpo gravitacional capture a otro) y la gran cantidad de sistemas binarios existentes, este no puede ser el proceso de formación primario. La observación de sistemas binarios formados por estrellas que aún no se encuentran en la secuencia principal apoya la teoría de que los sistemas binarios se desarrollan durante la formación estelar . La fragmentación de la nube molecular durante la formación de protoestrellas es una explicación aceptable para la formación de un sistema estelar binario o múltiple. [ 47 ] [ 48 ]

El resultado del problema de los tres cuerpos , en el que las tres estrellas tienen una masa comparable, es que, finalmente, una de las tres estrellas será expulsada del sistema y, suponiendo que no haya perturbaciones adicionales significativas, las dos restantes formarán un sistema binario estable.

Transferencia de masa y acreción

Representación artística de la evolución de una estrella binaria caliente de gran masa.

A medida que una estrella de la secuencia principal aumenta de tamaño durante su evolución , puede en algún momento exceder su lóbulo de Roche , lo que significa que parte de su materia se aventura en una región donde la atracción gravitatoria de su estrella compañera es mayor que la suya. [ 49 ] El resultado es que la materia se transferirá de una estrella a otra a través de un proceso conocido como desbordamiento del lóbulo de Roche (RLOF), ya sea siendo absorbida por impacto directo o a través de un disco de acreción . El punto matemático a través del cual ocurre esta transferencia se llama primer punto de Lagrange . [ 50 ] No es raro que el disco de acreción sea el elemento más brillante (y por lo tanto, a veces el único visible) de una estrella binaria.

Si una estrella crece demasiado rápido fuera de su lóbulo de Roche como para que toda la materia abundante se transfiera al otro componente, también es posible que la materia abandone el sistema a través de otros puntos de Lagrange o como viento estelar , perdiéndose así efectivamente para ambos componentes. [ 51 ] Dado que la evolución de una estrella está determinada por su masa, el proceso influye en la evolución de ambas compañeras y crea etapas que no pueden ser alcanzadas por estrellas individuales. [ 52 ] [ 53 ] [ 54 ]

Los estudios del sistema binario eclipsante Algol dieron lugar a la paradoja de Algol en la teoría de la evolución estelar : aunque los componentes de un sistema binario se forman simultáneamente y las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas, se observó que el componente más masivo, Algol A, aún se encuentra en la secuencia principal , mientras que el componente menos masivo, Algol B, es una subgigante en una etapa evolutiva posterior. La paradoja se puede resolver mediante la transferencia de masa : cuando la estrella más masiva se convirtió en subgigante, llenó su lóbulo de Roche y la mayor parte de la masa se transfirió a la otra estrella, que aún se encuentra en la secuencia principal. En algunos sistemas binarios similares a Algol, se puede observar un flujo de gas. [ 55 ]

Fugaces y novas

Representación artística de eyecciones de plasma de V Hydrae

También es posible que sistemas binarios muy separados pierdan contacto gravitacional entre sí durante su vida útil, como resultado de perturbaciones externas. Los componentes entonces evolucionarán como estrellas individuales. Un encuentro cercano entre dos sistemas binarios también puede resultar en la disrupción gravitacional de ambos sistemas, con la eyección de algunas de las estrellas a altas velocidades, lo que da lugar a estrellas fugitivas . [ 56 ]

Si una enana blanca tiene una estrella compañera cercana que desborda su lóbulo de Roche , la enana blanca acumulará gases de la atmósfera exterior de la estrella de forma constante. Estos gases se compactan en la superficie de la enana blanca debido a su intensa gravedad, se comprimen y se calientan a temperaturas muy elevadas a medida que se incorpora material adicional. La enana blanca está compuesta de materia degenerada , por lo que es en gran medida insensible al calor, mientras que el hidrógeno acumulado sí lo es. La fusión de hidrógeno puede ocurrir de forma estable en la superficie mediante el ciclo CNO , lo que provoca que la enorme cantidad de energía liberada por este proceso expulse los gases restantes de la superficie de la enana blanca. El resultado es un estallido de luz extremadamente brillante, conocido como nova . [ 57 ]

En casos extremos, este evento puede provocar que la enana blanca supere el límite de Chandrasekhar y desencadene una supernova que destruya la estrella por completo, otra posible causa de estrellas fugaces. [ 58 ] [ 59 ] Un ejemplo de tal evento es la supernova SN 1572 , observada por Tycho Brahe . El Telescopio Espacial Hubble tomó recientemente una fotografía de los restos de este evento.

Astrofísica

Importancia astrofísica

Los sistemas estelares binarios son laboratorios cruciales para medir propiedades estelares fundamentales, ya que la dinámica orbital permite determinar las masas y los radios de las estrellas con gran precisión. También desempeñan un papel fundamental en la producción de objetos exóticos como los sistemas binarios de estrellas de neutrones y los sistemas binarios de agujeros negros, que son fuentes de ondas gravitacionales. [ 60 ]

Los sistemas binarios constituyen el mejor método para que los astrónomos determinen la masa de una estrella distante. La atracción gravitatoria entre ellas provoca que orbiten alrededor de su centro de masa común. A partir del patrón orbital de un sistema binario visual, o de la variación temporal del espectro de un sistema binario espectroscópico, se puede determinar la masa de sus estrellas, por ejemplo, mediante la función de masa binaria . De esta forma, se puede establecer la relación entre la apariencia de una estrella (temperatura y radio) y su masa, lo que permite determinar la masa de sistemas no binarios.

Dado que una gran proporción de estrellas se encuentran en sistemas binarios, estos son particularmente importantes para comprender los procesos de formación estelar. En concreto, el periodo y las masas del sistema binario nos informan sobre la cantidad de momento angular presente en él. Como esta magnitud se conserva en física, los sistemas binarios nos proporcionan pistas importantes sobre las condiciones en las que se formaron las estrellas.

Cálculo del centro de masa en estrellas binarias

En un caso binario simple, la distancia r 1 desde el centro de la primera estrella hasta el centro de masa o baricentro viene dada por

r1=a⋅metro2metro1+metro2=a1+metro1metro2,{\displaystyle r_{1}=a\cdot {\frac {m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}={\frac {a}{1+{\frac {m_{1}}{m_{2}}}}},}

dónde

  • a es la distancia entre los dos centros estelares, y
  • m 1 y m 2 son las masas de las dos estrellas.

Si se considera que a es el semieje mayor de la órbita de un cuerpo alrededor del otro, entonces r₁ es el semieje mayor de la órbita del primer cuerpo alrededor de su centro de masa o baricentro , y r₂ = a − r₁ es el semieje mayor de la órbita del segundo cuerpo. Cuando el centro de masa se encuentra dentro del cuerpo más masivo, este parece oscilar en lugar de seguir una órbita discernible.

Animaciones del centro de masa

La cruz roja marca el centro de masa del sistema. Estas imágenes no representan ningún sistema real específico.

Resultados de la investigación

Se estima que aproximadamente un tercio de los sistemas estelares en la Vía Láctea son binarios o múltiples, mientras que los dos tercios restantes son estrellas individuales. [ 62 ] La frecuencia general de multiplicidad de las estrellas ordinarias es una función monótonamente creciente de la masa estelar . Es decir, la probabilidad de estar en un sistema binario o múltiple aumenta constantemente a medida que aumentan las masas de los componentes. [ 61 ]

Existe una correlación directa entre el período de revolución de una estrella binaria y la excentricidad de su órbita, siendo menor la excentricidad de los sistemas con períodos cortos. Las estrellas binarias pueden encontrarse con cualquier separación imaginable, desde pares que orbitan tan cerca que prácticamente están en contacto , hasta pares tan distantes que su conexión se evidencia únicamente por su movimiento propio común a través del espacio. Entre los sistemas estelares binarios ligados gravitacionalmente, existe una distribución logarítmica normal de períodos, con la mayoría de estos sistemas orbitando con un período de aproximadamente 100 años. Esto respalda la teoría de que los sistemas binarios se forman durante la formación estelar . [ 63 ]

En pares donde las dos estrellas tienen el mismo brillo , también son del mismo tipo espectral . En sistemas donde los brillos son diferentes, la estrella más tenue es más azul si la estrella más brillante es una gigante , y más roja si la estrella más brillante pertenece a la secuencia principal . [ 64 ]

Representación artística de los planetas que orbitan la estrella principal de LTT 1445 , un sistema estelar triple .

La masa de una estrella solo puede determinarse directamente a partir de su atracción gravitatoria. Aparte del Sol y las estrellas que actúan como lentes gravitatorias , esto solo es posible en sistemas estelares binarios y múltiples, lo que convierte a las estrellas binarias en una clase importante de estrellas. En el caso de un sistema estelar binario visible, una vez determinada la órbita y la paralaje estelar del sistema, la masa combinada de las dos estrellas puede obtenerse mediante la aplicación directa de la ley armónica de Kepler . [ 65 ]

Desafortunadamente, es imposible obtener la órbita completa de un sistema binario espectroscópico a menos que también sea un sistema binario visual o eclipsante. Por lo tanto, a partir de estos objetos, solo es posible determinar el producto de la masa y el seno del ángulo de inclinación con respecto a la línea de visión. En el caso de sistemas binarios eclipsantes que también son espectroscópicos, es posible encontrar una solución completa para las especificaciones (masa, densidad , tamaño, luminosidad y forma aproximada) de ambos miembros del sistema.

Planetas

Esquema de un sistema estelar binario con un planeta en una órbita de tipo S y otro en una órbita de tipo P.

Si bien se ha descubierto que varios sistemas estelares binarios albergan planetas extrasolares , estos sistemas son relativamente raros en comparación con los sistemas de estrellas individuales. Las observaciones del telescopio espacial Kepler han demostrado que la mayoría de las estrellas individuales del mismo tipo que el Sol tienen muchos planetas, pero solo un tercio de las estrellas binarias los tienen. Según simulaciones teóricas, [ 66 ] incluso las estrellas binarias muy separadas a menudo perturban los discos de granos rocosos a partir de los cuales se forman los protoplanetas . Por otro lado, otras simulaciones sugieren que la presencia de una compañera binaria puede mejorar la tasa de formación de planetas dentro de zonas orbitales estables al "revolver" el disco protoplanetario, aumentando la tasa de acreción de los protoplanetas en su interior. [ 67 ]

La detección de planetas en sistemas estelares múltiples introduce dificultades técnicas adicionales, lo que podría explicar por qué se encuentran con poca frecuencia. [ 68 ] Algunos ejemplos incluyen el sistema binario de enana blanca y púlsar PSR B1620-26 , el sistema binario de subgigante y enana roja Gamma Cephei , y el sistema binario de enana blanca y enana roja NN Serpentis , entre otros. [ 69 ]

Un estudio de catorce sistemas planetarios previamente conocidos reveló que tres de ellos eran sistemas binarios. Se encontró que todos los planetas tenían órbitas de tipo S alrededor de la estrella primaria. En estos tres casos, la estrella secundaria era mucho menos brillante que la primaria y, por lo tanto, no se había detectado previamente. Este descubrimiento dio lugar a un recálculo de los parámetros tanto del planeta como de la estrella primaria. [ 70 ]

La ciencia ficción a menudo ha presentado planetas de estrellas binarias o ternarias como escenario, por ejemplo, Tatooine de George Lucas en Star Wars , y una historia notable, " Nightfall ", incluso lleva esto a un sistema de seis estrellas. En realidad, algunos rangos orbitales son imposibles por razones dinámicas (el planeta sería expulsado de su órbita con relativa rapidez, ya sea expulsado del sistema por completo o transferido a un rango orbital más interno o externo), mientras que otras órbitas presentan serios desafíos para las biosferas eventuales debido a las probables variaciones extremas en la temperatura superficial durante diferentes partes de la órbita. Se dice que los planetas que orbitan una sola estrella en un sistema binario tienen órbitas de "tipo S", mientras que aquellos que orbitan alrededor de ambas estrellas tienen órbitas de "tipo P" o " circunbinarias ". Se estima que entre el 50 y el 60 % de los sistemas binarios son capaces de albergar planetas terrestres habitables dentro de rangos orbitales estables. [ 67 ]

Ejemplos

Los dos componentes visiblemente distinguibles de Albireo

La gran distancia entre los componentes, así como su diferencia de color, hacen de Albireo uno de los sistemas binarios visuales más fáciles de observar. El miembro más brillante, que es la tercera estrella más brillante en la constelación de Cygnus , es en realidad un sistema binario cercano. También en la constelación de Cygnus se encuentra Cygnus X-1 , una fuente de rayos X considerada un agujero negro . Es un sistema binario de rayos X de alta masa , cuya contraparte óptica es una estrella variable . [ 71 ] Sirius es otro sistema binario y la estrella más brillante en el cielo nocturno, con una magnitud aparente visual de −1,46. Está ubicado en la constelación de Canis Major . En 1844 Friedrich Bessel dedujo que Sirius era un sistema binario. En 1862 Alvan Graham Clark descubrió a la compañera (Sirius B; la estrella visible es Sirius A). En 1915, los astrónomos del Observatorio Mount Wilson determinaron que Sirius B era una enana blanca , la primera en ser descubierta. En 2005, utilizando el Telescopio Espacial Hubble , los astrónomos determinaron que Sirius B tenía un diámetro de 12 000 km (7456 millas) y una masa equivalente al 98 % de la del Sol. [ 72 ]  

Luhman 16 , el tercer sistema estelar más cercano, contiene dos enanas marrones .

Un ejemplo de binaria eclipsante es Epsilon Aurigae en la constelación de Auriga . El componente visible pertenece a la clase espectral F0, mientras que el otro componente (eclipsante) no es visible. El último eclipse de este tipo ocurrió entre 2009 y 2011, y se espera que las extensas observaciones que probablemente se realicen aporten más información sobre la naturaleza de este sistema. Otra binaria eclipsante es Beta Lyrae , un sistema estelar binario semidesprendido en la constelación de Lyra .

Otros sistemas binarios interesantes incluyen 61 Cygni (un sistema binario en la constelación Cygnus , compuesto por dos estrellas de secuencia principal de clase K (naranja) , 61 Cygni A y 61 Cygni B, conocida por su gran movimiento propio ), Procyon (la estrella más brillante en la constelación Canis Minor y la octava estrella más brillante en el cielo nocturno, que es un sistema binario que consiste en la estrella principal con una débil enana blanca compañera), SS Lacertae (un sistema binario eclipsante que dejó de eclipsar), V907 Sco (un sistema binario eclipsante que se detuvo, se reinició y luego se detuvo de nuevo), BG Geminorum (un sistema binario eclipsante que se cree que contiene un agujero negro con una estrella K0 en órbita a su alrededor) y 2MASS J18082002−5104378 (un sistema binario en el " disco delgado " de la Vía Láctea , y que contiene una de las estrellas más antiguas conocidas). [ 73 ]

Ejemplos de múltiples estrellas

Planeta perdido en el resplandor de estrellas binarias (ilustración)

Los sistemas con más de dos estrellas se denominan sistemas estelares múltiples . Algol es el sistema ternario más conocido (durante mucho tiempo se pensó que era binario), ubicado en la constelación de Perseo . Dos componentes del sistema se eclipsan mutuamente; la variación en la intensidad de Algol fue registrada por primera vez en 1670 por Geminiano Montanari . El nombre Algol significa "estrella demonio" (del árabe : الغول al-ghūl ), probablemente debido a su peculiar comportamiento. Otro sistema ternario visible es Alfa Centauri , en la constelación austral de Centauro , que contiene la tercera estrella más brillante del cielo nocturno, con una magnitud visual aparente de -0,01. Este sistema también subraya el hecho de que ninguna búsqueda de planetas habitables está completa si se descartan los sistemas binarios. Rigil Kentaurus y Toliman tienen una distancia de 11 UA en su punto más cercano, y ambos deberían tener zonas habitables estables. [ 74 ] 

También existen ejemplos de sistemas más allá de los ternarios: Castor es un sistema estelar séxtuple, la segunda estrella más brillante de la constelación de Géminis y una de las más brillantes del cielo nocturno. Astronómicamente, Castor fue descubierto como un sistema binario visual en 1719. Cada uno de los componentes de Castor es, a su vez, un sistema binario espectroscópico. Castor también tiene una compañera tenue y muy separada, que también es un sistema binario espectroscópico. El sistema binario visual Alcor-Mizar en la Osa Mayor también consta de seis estrellas: cuatro que componen Mizar y dos que componen Alcor. QZ Carinae es un sistema estelar múltiple complejo formado por al menos nueve estrellas individuales. [ 75 ]

Véase también

Notas y referencias

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  • OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - Eclipsing binaries
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