Estrella binaria

Una estrella binaria es un sistema estelar que consta de dos estrellas que orbitan alrededor de su baricentro común . Los sistemas de dos o más estrellas se denominan sistemas estelares múltiples . Estos sistemas, especialmente cuando están más distantes, a menudo aparecen a simple vista como un solo punto de luz, y luego se revelan como múltiples por otros medios.

Imagen del Hubble del sistema binario Sirius , en la que Sirius B se puede distinguir claramente (abajo a la izquierda)

El término estrella doble se utiliza a menudo como sinónimo de estrella binaria ; sin embargo, la estrella doble también puede significar una estrella doble óptica . Los dobles ópticos se denominan así porque las dos estrellas aparecen muy juntas en el cielo visto desde la Tierra; están casi en la misma línea de visión . Sin embargo, su "duplicidad" depende únicamente de este efecto óptico; las estrellas mismas están distantes unas de otras y no comparten ninguna conexión física. Una estrella doble puede revelarse como óptica por medio de diferencias en sus medidas de paralaje , movimientos propios o velocidades radiales . La mayoría de las estrellas dobles conocidas no se han estudiado adecuadamente para determinar si son ópticas dobles o dobles unidas físicamente a través de la gravitación en un sistema estelar múltiple.

Los sistemas estelares binarios son muy importantes en astrofísica porque los cálculos de sus órbitas permiten determinar directamente las masas de las estrellas que los componen, lo que a su vez permite estimar indirectamente otros parámetros estelares, como el radio y la densidad. Esto también determina una relación empírica masa-luminosidad (MLR) a partir de la cual se pueden estimar las masas de estrellas individuales.

Las estrellas binarias a menudo se resuelven como estrellas separadas, en cuyo caso se denominan binarias visuales . Muchos binarios visuales tienen largos períodos orbitales de varios siglos o milenios y, por lo tanto, tienen órbitas que son inciertas o poco conocidas. También pueden detectarse mediante técnicas indirectas, como la espectroscopia ( binarios espectroscópicos ) o la astrometría ( binarios astrométricos ). Si una estrella binaria orbita en un plano a lo largo de nuestra línea de visión, sus componentes se eclipsarán y transitarán entre sí; estos pares se denominan binarios eclipsantes o, junto con otros binarios que cambian de brillo a medida que orbitan, binarios fotométricos .

Si los componentes de los sistemas estelares binarios están lo suficientemente cerca, pueden distorsionar gravitacionalmente sus atmósferas estelares exteriores mutuas. 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 binarios son Sirius 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 de las novas y las supernovas de tipo Ia .

El término binario fue utilizado por primera vez en este contexto por Sir William Herschel en 1802, [1] cuando escribió: [2]

Si, por el contrario, dos estrellas realmente estuvieran situadas muy cerca una de la otra, y al mismo tiempo tan aisladas como para no verse afectadas materialmente por las atracciones de las estrellas vecinas, entonces formarán un sistema separado y permanecerán unidas por el vínculo de su propia gravitación mutua hacia el otro. Esto debería llamarse una verdadera estrella doble; y dos estrellas cualesquiera que estén así mutuamente conectadas, forman el sistema sideral binario que ahora vamos a considerar.

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 pueden resolverse con un telescopio o métodos interferométricos se conocen como binarias visuales . [3] [4] 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. [5]

Sistema binario de dos estrellas.

El término estrella doble, más general , se utiliza para los pares de estrellas que se ven muy juntas en el cielo. [1] Esta distinción rara vez se hace en otros idiomas además del inglés. [3] Las estrellas dobles pueden ser sistemas binarios o pueden ser simplemente dos estrellas que parecen estar muy juntas en el cielo pero que tienen distancias reales muy diferentes del Sol. Estos últimos se denominan dobles ópticos o pares ópticos . [6]

Desde la invención del telescopio , se han encontrado muchos pares de estrellas dobles. Los primeros ejemplos incluyen Mizar y Acrux . En 1650, Giovanni Battista Riccioli observó que Mizar, en la Osa Mayor ( Osa Mayor ), era doble [7] [8] (y probablemente antes lo hicieron Benedetto Castelli y Galileo ). [9] El padre Fontenay descubrió que la brillante estrella del sur Acrux , en la Cruz del Sur , era doble en 1685. [7]

John Michell fue el primero en sugerir que las estrellas dobles podrían estar unidas físicamente entre sí cuando argumentó en 1767 que la probabilidad de que una estrella doble se debiera a una alineación aleatoria era pequeña. [10] [11] William Herschel comenzó a observar estrellas dobles en 1779 y poco después publicó catálogos de unas 700 estrellas dobles. [12] Para 1803, había observado cambios en las posiciones relativas en varias estrellas dobles en el transcurso de 25 años, y concluyó que debían ser sistemas binarios; [13] la primera órbita de una estrella binaria, sin embargo, no se calculó hasta 1827, cuando Félix Savary calculó la órbita de Xi Ursae Majoris . [14] Desde entonces, se han catalogado y medido muchas más estrellas dobles. El Washington Double Star Catalog , una base de datos de estrellas dobles visuales compilada por el Observatorio Naval de los Estados Unidos , contiene más de 100.000 pares de estrellas dobles, [15] que incluyen dobles ópticas y estrellas binarias. Se conocen las órbitas de sólo unos pocos miles de estas estrellas dobles, [16] y no se ha determinado que la mayoría sean verdaderas estrellas binarias o dobles ópticas. [17] Esto se puede determinar observando el movimiento relativo de los pares. Si el movimiento es parte de una órbita, o si las estrellas tienen velocidades radiales similares y la diferencia en sus movimientos propios es pequeña en comparación con su movimiento propio común, el par probablemente sea físico. [18] Una de las tareas que quedan para los observadores visuales de estrellas dobles es obtener suficientes observaciones para probar o refutar la conexión gravitacional.

Disco de borde de gas y polvo 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, por observación; espectroscópicamente , por cambios periódicos en las líneas espectrales ; fotométricamente , por cambios de brillo provocados por un eclipse; o astrométricamente , midiendo una desviación en la posición de una estrella causada por un compañero invisible. [3] [19] Cualquier estrella binaria puede pertenecer a varias de estas clases; por ejemplo, varios binarios espectroscópicos también son binarios eclipsantes.

Binarios visuales

Una estrella binaria visual es una estrella binaria para la que la separación angular entre los dos componentes es lo suficientemente grande como para permitir que se observen como una estrella doble en un telescopio , o incluso con binoculares de alta potencia . La resolución angular del telescopio es un factor importante en la detección de binarios visuales y, a medida que se apliquen mejores resoluciones angulares a las observaciones de estrellas binarias, se detectará un número creciente de binarios visuales. 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 la presencia de un componente más débil.

La estrella más brillante de un binario visual es la estrella primaria , y la más tenue se considera la secundaria. En algunas publicaciones (especialmente las más antiguas), una secundaria débil se llama viene (plural comites ; acompañante). Si las estrellas tienen el mismo brillo, se acepta habitualmente la designación de descubridor para la primaria. [20]

Se mide el ángulo de posición de la secundaria con respecto a la primaria, junto con la distancia angular entre las dos estrellas. También se registra el tiempo de observación. Después de que se registre un número suficiente de observaciones durante un período de tiempo, se trazan en coordenadas polares con la estrella primaria en el origen, y se dibuja la elipse más probable a través de estos puntos de modo que se cumpla la ley de áreas de Kepler . Esta elipse se conoce como elipse aparente y es la proyección de la órbita elíptica real de la secundaria con respecto a la primaria en el plano del cielo. A partir de esta elipse proyectada, se pueden calcular los elementos completos de la órbita, donde el semieje mayor solo se puede expresar en unidades angulares a menos que se conozca el paralaje estelar y, por lo tanto, la distancia del sistema. [4]

Binarios espectroscópicos

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

A veces, la única evidencia de una estrella binaria proviene del efecto Doppler en su luz emitida. En estos casos, el binario consiste en un par de estrellas donde las líneas espectrales en la luz emitida por cada estrella se desplazan primero hacia el azul, luego hacia el rojo, ya que cada una se mueve primero hacia nosotros, y luego se aleja de nosotros, durante su movimiento. sobre 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 tendrán componentes en la línea de visión y la velocidad radial observada del sistema variará periódicamente. Dado que la velocidad radial se puede medir con un espectrómetro observando el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de las estrellas , las binarias detectadas de esta manera se conocen como binarias espectroscópicas . La mayoría de estos no se pueden resolver como un binario visual, incluso con telescopios del mayor poder de resolución existente .

En algunas binarias espectroscópicas, las líneas espectrales de ambas estrellas son visibles y las líneas son alternativamente dobles y simples. Este sistema se conoce como binario espectroscópico de doble línea (a menudo denominado "SB2"). En otros sistemas, el espectro de solo una de las estrellas se ve y las líneas en el espectro cambian periódicamente hacia el azul, luego hacia el rojo y viceversa. Estas estrellas se conocen como binarias espectroscópicas de una sola línea ("SB1").

La órbita de un binario espectroscópico se determina haciendo una larga serie de observaciones de la velocidad radial de uno o ambos componentes del sistema. Las observaciones se grafican en función del tiempo y, a partir de la curva resultante, se determina un período. Si la órbita es circular , la curva será una curva sinusoidal . Si la órbita es elíptica , la forma de la curva dependerá de la excentricidad de la elipse y de la orientación del eje mayor con referencia a la línea de visión.

Es imposible determinar individualmente el semieje mayor a y la inclinación del plano de la órbita i . Sin embargo, el producto del semieje mayor y el seno de la inclinación (es decir, un sen i ) se puede determinar directamente en unidades lineales (por ejemplo, kilómetros). Si cualquiera de una o i se puede determinar por otros medios, como en el caso de eclipsar binarios, una solución completa para la órbita se puede encontrar. [21]

Las estrellas binarias que son binarias visuales y espectroscópicas son raras y son una valiosa fuente de información cuando se encuentran. Se conocen unos 40. Las estrellas binarias visuales a menudo tienen grandes separaciones verdaderas, con períodos medidos en décadas o siglos; en consecuencia, suelen tener velocidades orbitales demasiado pequeñas para ser medidas espectroscópicamente. Por el contrario, las estrellas binarias espectroscópicas se mueven rápidamente en sus órbitas porque están muy juntas, por lo general demasiado cerca para ser detectadas como binarias visuales. Por lo tanto, los binarios que son visuales y espectroscópicos deben estar relativamente cerca de la Tierra.

Eclipsando binarios

Una estrella binaria eclipsante es un sistema estelar binario en el que el plano de la órbita de las dos estrellas se encuentra tan cerca de la línea de visión del observador que las componentes sufren eclipses mutuos . [22] En el caso de que el binario sea también un binario espectroscópico y se conozca el paralaje del sistema, el binario es bastante valioso para el análisis estelar. Algol , un sistema de estrellas triples en la constelación de Perseo , contiene el ejemplo más conocido de binario eclipsante.

"> Reproducir medios
Este video muestra la impresión de un artista de un sistema estelar binario eclipsante. A medida que las dos estrellas orbitan entre sí, pasan una frente a la otra y su brillo combinado, visto desde la distancia, disminuye.

Las binarias eclipsantes son estrellas variables, no porque la luz de los componentes individuales varíe, sino debido a los eclipses. La curva de luz de una binaria eclipsante se caracteriza por períodos de luz prácticamente constante, con caídas periódicas de intensidad cuando una estrella pasa frente a la otra. El brillo puede caer dos veces durante la órbita, una cuando la secundaria pasa por delante de la primaria y otra cuando la primaria pasa por delante de la secundaria. El más profundo de los dos eclipses se denomina primario, independientemente de la estrella que se esté ocultando, y si también ocurre un segundo eclipse poco profundo, se denomina eclipse secundario. El tamaño de las gotas de brillo depende del brillo relativo de las dos estrellas, la proporción de la estrella oculta que está oculta y el brillo de la superficie (es decir, la temperatura efectiva ) de las estrellas. Normalmente, la ocultación de la estrella más caliente provoca el eclipse primario. [22]

El período de órbita de un binario eclipsante se puede determinar a partir de un estudio de su curva de luz , y los tamaños relativos de las estrellas individuales se pueden determinar en términos del radio de la órbita, observando qué tan rápido cambia el brillo a medida que el disco de la más cercana. estrella se desliza sobre el disco de la otra estrella. [22] Si también es un binario espectroscópico, los elementos orbitales también se pueden determinar, y la masa de las estrellas se puede determinar con relativa facilidad, lo que significa que las densidades relativas de las estrellas se pueden determinar en este caso. [23]

Desde aproximadamente 1995, la medición de los parámetros fundamentales de las binarias eclipsantes extragalácticas se ha hecho posible con telescopios de clase de 8 metros. Esto hace que sea factible usarlos para medir directamente las distancias a las galaxias externas, un proceso que es más preciso que usar velas estándar . [24] En 2006, se habían utilizado para proporcionar estimaciones de distancia directa a LMC , SMC , la galaxia de Andrómeda y la galaxia del triángulo . Las binarias eclipsantes ofrecen un método directo para medir la distancia a las galaxias con un nivel mejorado de precisión del 5%. [25]

Binarios no eclipsantes que se pueden detectar mediante fotometría

Las binarias cercanas no eclipsantes también se pueden detectar fotométricamente al observar cómo las estrellas se afectan entre sí de tres maneras. La primera es al observar la luz adicional que las estrellas reflejan de su compañera. En segundo lugar, al observar las variaciones de luz elipsoidales que son causadas por la deformación de la forma de la estrella por parte de sus compañeros. El tercer método consiste en observar cómo la radiación relativista afecta la magnitud aparente de las estrellas. La detección de binarios con estos métodos requiere una fotometría precisa . [26]

Binarios astrométricos

Los astrónomos han descubierto algunas estrellas que aparentemente orbitan alrededor de un espacio vacío. Las binarias astrométricas son estrellas relativamente cercanas que se pueden ver oscilando alrededor de un punto en el espacio, sin un compañero visible. Las mismas matemáticas utilizadas para los binarios ordinarios se pueden aplicar para inferir la masa del compañero faltante. El compañero podría ser muy tenue, por lo que actualmente es indetectable o enmascarado por el resplandor de su primario, o podría ser un objeto que emite poca o ninguna radiación electromagnética , por ejemplo, una estrella de neutrones . [27]

La posición de la estrella visible se mide cuidadosamente y se detecta que varía, debido a la influencia gravitacional de su contraparte. La posición de la estrella se mide repetidamente en relación con estrellas más distantes y luego se verifica si hay cambios periódicos de posición. Por lo general, este tipo de medición solo se puede realizar en estrellas cercanas, como las que se encuentran dentro de los 10  parsecs . Las estrellas cercanas a menudo tienen un movimiento propio relativamente alto , por lo que los binarios astrométricos parecerán seguir un camino tambaleante a través del 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. [28] Aunque el compañero no es visible, las características del sistema se pueden determinar a partir de las observaciones utilizando las leyes de Kepler . [29]

Este método de detección de 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 masa y al período típicamente largo de la órbita del planeta. La detección de cambios de posición de una estrella es una ciencia muy exigente y es difícil lograr la precisión necesaria. Los telescopios espaciales pueden evitar el efecto borroso de la atmósfera terrestre , lo que da como resultado una resolución más precisa.

Configuración del sistema

Semidetached binary star system
Semi separado
Contact binary star system
Contacto
Configuraciones de un sistema estelar binario con una relación de masa de 3. Las líneas negras representan los equipotenciales críticos internos de Roche, los lóbulos de Roche.

Otra clasificación se basa en la distancia entre las estrellas, en relación con sus tamaños: [30]

Las binarias separadas son estrellas binarias donde cada componente está dentro de su lóbulo de Roche , es decir, el área donde la atracción gravitacional de la propia estrella es mayor que la del otro componente. Las estrellas no tienen un efecto importante entre sí y, en esencia, evolucionan por separado. La mayoría de los binarios pertenecen a esta clase.

Las estrellas binarias adosadas son estrellas binarias donde uno de los componentes llena el lóbulo de Roche de la estrella binaria y el otro no. El gas de la superficie del componente de relleno del lóbulo de Roche (donante) se transfiere a la otra estrella en crecimiento. La transferencia de masa domina la evolución del sistema. En muchos casos, el gas que entra forma un disco de acreción alrededor del acretor.

Un binario de contacto es un tipo de estrella binaria en la que ambos componentes del 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 . [31] W Ursae Majoris es un ejemplo.

Variables cataclísmicas y binarias de rayos X

Concepción artística de un sistema variable cataclísmico

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 sobre el objeto compacto. Esto libera energía potencial gravitacional , 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. [32] En las binarias de rayos X , el objeto compacto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro . Estas binarias se clasifican como de masa baja o de masa alta según la masa de la estrella donante. Las binarias de rayos X de alta masa contienen una estrella donante joven, de tipo temprano y de gran masa que transfiere masa mediante su viento estelar , mientras que las binarias de rayos X de baja masa son binarias semidedatas en las 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 agujero negro. [33] Probablemente el ejemplo más conocido de una binaria de rayos X es la binaria de rayos X de alta masa Cygnus X-1 . En Cygnus X-1, se estima que la masa de la compañera invisible es aproximadamente nueve veces la del Sol, [34] excediendo con creces el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para la masa teórica máxima de una estrella de neutrones. Por tanto, se cree que es un agujero negro; fue el primer objeto por el que se creyó ampliamente. [35]

Los períodos orbitales pueden ser de menos de 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 de período

El mecanismo de Applegate explica las variaciones del período orbital a largo plazo observadas en ciertos binarios eclipsantes. A medida que una estrella de la secuencia principal atraviesa un ciclo de actividad, las capas externas de la estrella están sujetas a un par magnético que cambia la distribución del momento angular, lo que resulta en un cambio en el achatamiento de la estrella. La órbita de las estrellas en el par binario está acoplada gravitacionalmente a sus cambios de forma, de modo que el período muestra modulaciones (típicamente en el orden de ∆P / P ∼ 10 −5 ) en la misma escala de tiempo que los ciclos de actividad (típicamente en el orden de las décadas). [36]

Otro fenómeno observado en algunos archivos binarios de Algol ha sido el aumento de períodos monótonos. Esto es bastante distinto de las observaciones mucho más comunes de aumentos y disminuciones de períodos alternos explicadas por el mecanismo de Applegate. Los aumentos del período monótono se han atribuido a la transferencia de masa, generalmente (pero no siempre) de la estrella menos masiva a la más masiva [37]

A y B

Impresión artística del sistema estelar binario AR Scorpii

Los componentes de las estrellas binarias se indican con los sufijos A y B adjuntos a la designación del sistema, A denota 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. [38] En los casos en que la estrella binaria tiene una designación de Bayer y está muy separada, es posible que los miembros de la pareja se designen con superíndices; un ejemplo es Zeta Reticuli , cuyos componentes son ζ 1 Retículo y ζ 2 Retículo. [39]

Designaciones de descubridor

Las estrellas dobles también se designan con una abreviatura que indica al descubridor junto con un número de índice. [40] α Centauri, por ejemplo, resultó ser doble por el padre Richaud en 1689, por lo que se designa como RHD 1 . [7] [41] Estos códigos de descubrimiento se pueden encontrar en el Washington Double Star Catalog . [42]

Caliente y fría

Los componentes de un sistema estelar binario pueden ser designados por sus temperaturas relativas como el compañero caliente y el compañero frío .

Ejemplos:

  • Antares (Alpha Scorpii) es una estrella supergigante roja en un sistema binario con una estrella de secuencia principal azul más caliente, Antares B. Por lo tanto, Antares B puede considerarse una compañera caliente de la supergigante fría. [43]
  • Las estrellas simbióticas son sistemas estelares binarios compuestos por una estrella gigante de tipo tardío y un objeto compañero más caliente. Dado que la naturaleza del compañero no está bien establecida en todos los casos, puede denominarse un "compañero caliente". [44]
  • La variable de azul luminoso Eta Carinae ha sido recientemente determinó que un sistema binario. La secundaria parece tener una temperatura más alta que la primaria y, por lo tanto, ha sido descrita como la estrella "compañera caliente". Puede ser una estrella Wolf-Rayet . [45]
  • R Aquarii muestra un espectro que muestra simultáneamente una firma fría y caliente. Esta combinación es el resultado de una supergigante roja fría acompañada de una compañera más pequeña y caliente. La materia fluye de la supergigante a la compañera más pequeña y densa. [46]
  • La NASA 's misión Kepler ha descubierto ejemplos de estrellas binarias eclipsantes, donde el secundario es el componente más caliente. KOI-74b es un 12.000 K blanco enano compañero de KOI-74 ( KIC  6.889.235 ), un 9,400 K temprano de tipo A estrella de la secuencia principal . [47] [48] [49] KOI-81b es un blanco compañera enana de KOI-81 (13.000 K KIC  8.823.868 ), un 10,000 K finales de tipo B estrella de la secuencia principal . [47] [48] [49]

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Impresión artística de la evolución de una estrella binaria caliente de gran masa

Formación

Si bien no es imposible que algunos binarios puedan crearse a través de la captura gravitacional entre dos estrellas individuales, dada la muy baja probabilidad de tal evento (en realidad se requieren tres objetos, ya que la conservación de energía descarta que un solo cuerpo gravitante capture a otro) y el alto número de binarios actualmente en existencia, este no puede ser el proceso de formación principal. La observación de binarias que consisten en estrellas que aún no están en la secuencia principal apoya la teoría de que las binarias se desarrollan durante la formación de estrellas . 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. [50] [51]

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

Transferencia y acreción de masa

A medida que una estrella de la secuencia principal aumenta de tamaño durante su evolución , en algún momento puede exceder su lóbulo de Roche , lo que significa que parte de su materia se aventura en una región donde la atracción gravitacional de su estrella compañera es mayor que la suya. [52] 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 absorbido por impacto directo o mediante un disco de acreción . El punto matemático a través del cual ocurre esta transferencia se denomina primer punto lagrangiano . [53] 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 fuera de su lóbulo de Roche demasiado rápido para que toda la materia abundante sea transferida al otro componente, también es posible que la materia salga del sistema a través de otros puntos de Lagrange o como viento estelar , perdiéndose así en ambos componentes. [54] 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 alcanzar las estrellas individuales. [55] [56] [57]

Los estudios del ternario eclipsante Algol llevaron a la paradoja de Algol en la teoría de la evolución estelar : aunque los componentes de una estrella binaria se forman al mismo tiempo, y las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas, se observó que el componente más masivo Algol A todavía está en la secuencia principal , mientras que el Algol B, menos masivo, es un subgigante en una etapa evolutiva posterior. La paradoja se puede resolver mediante 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 todavía está en la secuencia principal. En algunos archivos binarios similares a Algol, se puede ver un flujo de gas. [58]

Fugitivos y novas

Representación artística de eyecciones de plasma de V Hydrae

También es posible que binarios muy separados pierdan contacto gravitacional entre sí durante su vida, como resultado de perturbaciones externas. Los componentes luego pasarán a evolucionar como estrellas individuales. Un encuentro cercano entre dos sistemas binarios también puede resultar en la interrupción gravitacional de ambos sistemas, con algunas de las estrellas expulsadas a altas velocidades, lo que lleva a estrellas fuera de control . [59]

Si una enana blanca tiene una estrella compañera cercana que desborda su lóbulo de Roche , la enana blanca acumulará constantemente gases de la atmósfera exterior de la estrella. Estos se compactan en la superficie de la enana blanca por su intensa gravedad, se comprimen y se calientan a temperaturas muy altas a medida que se introduce material adicional. La enana blanca consiste en materia degenerada y, por lo tanto, no responde en gran medida al calor, mientras que el hidrógeno acumulado no lo es. La fusión de hidrógeno puede ocurrir de manera estable en la superficie a través del ciclo de CNO , lo que hace 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 . [60]

En casos extremos, este evento puede hacer que la enana blanca exceda el límite de Chandrasekhar y desencadene una supernova que destruya toda la estrella, otra posible causa de fugas. [61] [62] Un ejemplo de tal evento es la supernova SN 1572 , que fue observada por Tycho Brahe . El telescopio espacial Hubble tomó recientemente una fotografía de los restos de este evento.

Los binarios proporcionan el mejor método para que los astrónomos determinen la masa de una estrella distante. La atracción gravitacional entre ellos hace que orbiten alrededor de su centro de masa común. A partir del patrón orbital de un binario visual, o la variación en el tiempo del espectro de un binario espectroscópico, se puede determinar la masa de sus estrellas, por ejemplo, con la función de masa binaria . De esta forma se puede encontrar la relación entre la apariencia de una estrella (temperatura y radio) y su masa, lo que permite determinar la masa de los no binarios.

Debido a que existe una gran proporción de estrellas en sistemas binarios, los binarios son particularmente importantes para nuestra comprensión de los procesos mediante los cuales se forman las estrellas. En particular, el período y las masas del binario nos indican la cantidad de momento angular en el sistema. Debido a que esta es una cantidad conservada en física, los archivos binarios nos brindan pistas importantes sobre las condiciones bajo las cuales se formaron las estrellas.

Calcular el centro de masa en estrellas binarias

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

dónde:

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

Si una se toma para ser el semieje mayor de la órbita de un cuerpo alrededor de la otra, entonces r 1 será el semieje mayor de la órbita de la primera cuerpo alrededor del centro de masa o baricentro , y r 2 = un - r 1 será el semieje mayor de la órbita del segundo cuerpo. Cuando el centro de masa se encuentra dentro del cuerpo más masivo, ese cuerpo parecerá oscilar en lugar de seguir una órbita discernible.

Centro de animaciones masivas

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

Orbit1.gif
(a.) Dos cuerpos de masa similar que orbitan alrededor de un centro de masa común, o baricentro 		Orbit2.gif
(b.) Dos cuerpos con una diferencia de masa que orbitan alrededor de un baricentro común, como el sistema Caronte-Plutón 		Orbit3.gif
(c.) Dos cuerpos con una diferencia importante en masa que orbitan alrededor de un baricentro común (similar al sistema Tierra-Luna )		Orbit4.gif
(d.) Dos cuerpos con una diferencia extrema de masa que orbitan alrededor de un baricentro común (similar al sistema Sol-Tierra )		Orbit5.gif
(e.) Dos cuerpos con masa similar orbitando en una elipse alrededor de un baricentro común

Resultados de la investigación

Probabilidad de multiplicidad para las estrellas de la secuencia principal de la Población I [63]
Rango de masa Multiplicidad

Frecuencia

Promedio

Compañeros

≤ 0,1  M ☉ 22%+ 6%
−4% 		0,22+0,06
−0,04
0,1–0,5  M ☉ 26% ± 3% 0,33 ± 0,05
0,7–1,3  M ☉ 44% ± 2% 0,62 ± 0,03
1,5–5  M ☉ ≥ 50% 1,00 ± 0,10
8–16  M ☉ ≥ 60% 1,00 ± 0,20
≥ 16  M ☉≥ 80% 1,30 ± 0,20

Se estima que aproximadamente un tercio de los sistemas estelares de la Vía Láctea son binarios o múltiples, y los dos tercios restantes son estrellas individuales. [64] La frecuencia de multiplicidad general de las estrellas ordinarias es una función que aumenta monótonamente de la masa estelar . Es decir, la probabilidad de estar en un sistema binario o de estrellas múltiples aumenta constantemente a medida que aumentan las masas de los componentes. [63]

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

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 débil es más azul si la estrella más brillante es una estrella gigante y más roja si la estrella más brillante pertenece a la secuencia principal . [66]

Impresión artística de la vista de una luna (hipotética) del planeta HD 188753 Ab (arriba a la izquierda), que orbita un sistema estelar triple . El compañero más brillante está justo debajo del horizonte.

La masa de una estrella se puede determinar directamente solo a partir de su atracción gravitacional. Aparte del Sol y las estrellas que actúan como lentes gravitacionales , esto solo se puede hacer en sistemas estelares binarios y múltiples, lo que convierte a las estrellas binarias en una clase importante de estrellas. En el caso de una estrella binaria visual, después de determinar la órbita y el paralaje estelar del sistema, la masa combinada de las dos estrellas puede obtenerse mediante una aplicación directa de la ley armónica de Kepler . [67]

Desafortunadamente, es imposible obtener la órbita completa de un binario espectroscópico a menos que también sea un binario visual o eclipsante, por lo que a partir de estos objetos solo se determina el producto conjunto de la masa y el seno del ángulo de inclinación con respecto a la línea. la vista es posible. En el caso de binarios eclipsantes que también son binarios 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 , dichos sistemas son comparativamente raros en comparación con los sistemas estelares únicos. 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 lo tienen. Según simulaciones teóricas, [68] incluso las estrellas binarias muy separadas a menudo rompen los discos de granos rocosos a partir de los cuales se forman los protoplanetas . Por otro lado, otras simulaciones sugieren que la presencia de un compañero binario en realidad puede mejorar la tasa de formación de planetas dentro de zonas orbitales estables al "agitar" el disco protoplanetario, aumentando la tasa de acreción de los protoplanetas en su interior. [69]

La detección de planetas en múltiples sistemas estelares introduce dificultades técnicas adicionales, lo que puede ser la razón por la que rara vez se encuentran. [70] Los ejemplos incluyen el blanco enano - pulsar binario PSR B1620-26 , la subgiant - rojo enano binario errai , y el blanco enano - rojo enano binario NN Serpentis , entre otros. [71]

Un estudio de catorce sistemas planetarios previamente conocidos encontró que tres de estos sistemas eran sistemas binarios. Se encontró que todos los planetas estaban en órbitas de tipo S alrededor de la estrella primaria. En estos tres casos, la estrella secundaria era mucho más tenue que la primaria y, por lo tanto, no se había detectado previamente. Este descubrimiento resultó en un nuevo cálculo de los parámetros tanto para el planeta como para la estrella primaria. [72]

La ciencia ficción a menudo ha presentado planetas de estrellas binarias o ternarias como escenario, por ejemplo, Tatooine de George Lucas de 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 eventuales biosferas debido a probables variaciones extremas en la temperatura de la superficie durante diferentes partes de la órbita. Se dice que los planetas que orbitan alrededor de una estrella en un sistema binario tienen órbitas de "tipo S", mientras que los que orbitan alrededor de ambas estrellas tienen órbitas de " tipo P" o " circumbinarias ". Se estima que del 50 al 60% de los sistemas binarios son capaces de soportar planetas terrestres habitables dentro de rangos orbitales estables. [69]

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 binarios visuales más fáciles de observar. El miembro más brillante, que es la tercera estrella más brillante de la constelación de Cygnus , es en realidad un binario cercano. También en la constelación de Cygnus está Cygnus X-1 , una fuente de rayos X considerada un agujero negro . Es una binaria de rayos X de gran masa , con la contraparte óptica siendo una estrella variable . [73] Sirio es otra estrella binaria y más brillante del cielo nocturno, con una magnitud visual aparente de -1,46. Está ubicado en la constelación de Canis Major . En 1844 Friedrich Bessel dedujo que Sirius era un binario. En 1862, Alvan Graham Clark descubrió la compañera (Sirio B; la estrella visible es Sirio A). En 1915, los astrónomos del Observatorio Mount Wilson determinaron que Sirio B era una enana blanca , la primera en ser descubierta. En 2005, utilizando el telescopio espacial Hubble , los astrónomos determinaron que Sirio B tenía 12.000 km (7.456 millas) de diámetro, con una masa que es el 98% de la del Sol. [74]

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

Un ejemplo de binario eclipsante es Epsilon Aurigae en la constelación de Auriga . El componente visible pertenece a la clase espectral F0, 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 llevarán a cabo puedan arrojar más información sobre la naturaleza de este sistema. Otro binario eclipsante es Beta Lyrae , que es un sistema estelar binario adosado en la constelación de Lyra .

Otros binarios interesantes incluyen 61 Cygni (un binario en la constelación Cygnus , compuesto por dos estrellas de secuencia principal de clase K (naranja) , 61 Cygni A y 61 Cygni B, que es conocido 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 binario que consta de la estrella principal con una débil compañera enana blanca ), SS Lacertae (un binario eclipsante que dejó de eclipsar), V907 Sco (un eclipsante binario binario que se detuvo, reinició y luego se detuvo de nuevo) y BG Geminorum (un binario eclipsante que se cree que contiene un agujero negro con una estrella K0 en órbita a su alrededor), 2MASS J18082002-5104378 (un binario en el " disco delgado " del Vía Láctea , y que contiene una de las estrellas más antiguas conocidas). [75]

Los sistemas con más de dos estrellas se denominan estrellas múltiples . Algol es el ternario más conocido (durante mucho tiempo se pensó que era un binario), ubicado en la constelación de Perseo . Dos componentes del sistema se eclipsan entre sí, 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-Ghul ), lo que probablemente fue dado debido a su peculiar comportamiento. Otro ternario visible es Alpha Centauri , en la constelación meridional de Centaurus , que contiene la cuarta 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 binarios. Alpha Centauri A y B tienen una distancia de 11 AU en la aproximación más cercana, y ambos deberían tener zonas habitables estables. [76]

También hay ejemplos de sistemas más allá de los ternarios: Castor es un sistema estelar séxtuple, que es la segunda estrella más brillante de la constelación de Géminis y una de las estrellas más brillantes del cielo nocturno. Astronómicamente, se descubrió que Castor era un binario visual en 1719. Cada uno de los componentes de Castor es en sí mismo un binario espectroscópico. Castor también tiene un compañero débil y muy separado, que también es un binario espectroscópico. El binario visual Alcor-Mizar en Ursa Majoris también consta de seis estrellas, cuatro de las cuales Mizar y dos de Alcor.

  • 104 Acuario , posible binario
  • 107 Acuario , 'estrella doble', a unos 240 años luz de la Tierra
  • Beta Centauri
  • Agujero negro binario
  • Enanas marrones binarias
  • Estrellas binarias en la ficción
  • HD 30453 , un binario espectroscópico con un tercer componente
  • Mecanismo de colinas
  • Heartbeat star , un tipo de sistema estelar binario
  • Movimiento browniano rotacional (astronomía)
  • Problema de dos cuerpos en la relatividad general

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  • La biblioteca Double Star , en el Observatorio Naval de EE. UU.
  • ianridpath.com: Lista de los mejores binarios visuales , para aficionados, con elementos orbitales
  • Imágenes y noticias de binarios en Hubblesite.org
  • Observatorio de rayos X Chandra
  • Estrellas binarias en Curlie
  • Estrellas dobles visuales seleccionadas y su posición relativa en función del tiempo
  • Binarios eclipsantes en el siglo XXI: oportunidades para astrónomos aficionados