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Archivo:Albireo.jpg

Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas orbitando alrededor de sus centros de masas. Existen también sistemas estelares múltiples de más de dos estrellas interactuando entre sí, como es el caso de Alfa centauro A y B y Próxima Centauri. Los sistemas múltiples pueden ser terniarios, cuaternarios, o inclusive de más de cuatro estrellas.

Hay binarias que orbitan tan alejadas una de otra que evolucionan independientemente pero en muchas ocasiones se encuentran a distancias demasiado cortas. Es en esos casos cuando su evolución individual se ve alterada por los cambios que sufre su compañera; el sistema evoluciona entonces como un todo creando objetos que de otra forma serían imposibles.

Estrellas binarias Editar

Clasificación según su modo de detecciónEditar

Las binarias pueden estar muy separadas entre sí o muy cerca. A veces tanto, que llegan a intercambiar material. Por otra parte, su posición con respecto a nosotros, distancia y orientación relativa de sus órbitas con la nuestra producen un amplio abanico de tipos de binarias. Algunas de las cuales pueden pertenecer a dos o más de esas clases. Las binarias, además, son una estupenda oportunidad para obtener mediciones directas de masas y radios estelares. Ello las convierte en excelentes patrones de calibración para los modelos de clasificación estelar que se sirven de las luminosidades aparentes y espectros de emisión para deducir masas, radios y temperaturas.

Binarias visualesEditar

Aquellas que pueden resolverse con los telescopios ordinarios. En este tipo de binarias ambas componentes son visibles en la imagen. Este tipo de binarias suelen estar no muy lejos de nosotros y bastante alejadas entre sí. Estas binarias, a pesar de su fácil observación, no suelen ser tan fáciles de detectar ya que sus períodos orbitales suelen ser del orden de cientos de años. Ni siquiera dos estrellas cercanas tendrían por qué ser binarias. Podrían ser dos estrellas que cruzaran sus trayectorias para no volverse a encontrar jamás. La prueba clave la dan siempre sus trayectorias respectivas. Para poder apreciar el movimiento mutuo de las binarias visuales hay que comparar las imágenes del cielo en años distintos. A veces su movimiento es tan imperceptible que se requieren placas fotográficas de décadas de diferencia. Este elevado tiempo de análisis hace, aun hoy, que este tipo de binarias sea el más complicado de detectar.

Datos deducibles: sabiendo su trayectoria y su distancia mutua se puede deducir la masa de ambos cuerpos así como sus períodos orbitales. Además, al resolver ambas estrellas individualmente, se puede obtener sus espectros separados deduciendo sus características como si se tratara de astros individuales. Tipo espectral, clase de luminosidad, radio, temperatura, etc. Combinando los datos espectrales con los orbitales este tipo de estrellas dobles pueden ser útiles para calibrar mejor los sistemas de clasificación estelar.

Binarias eclipsantesEditar

Archivo:Eclipsing binary star animation 2.gif

Solo se observan cuando sus órbitas están alineadas con la nuestra de tal manera que, periódicamente, una pasa por delante de la otra. Ello comporta que se observen disminuciones regulares en su luminosidad, la llamada curva de luz. Muchas veces pasan desapercibidas como estrellas variables. Suelen ser de período corto ya que la única manera de detectarlas es observar una regularidad en sus variaciones de luminosidad.

Datos deducibles: se puede encontrar el período de su órbita y, por tanto, deducir su masa. Se pueden distinguir sus espectros en el momento del tránsito de una sobre otra. Aunque no siempre es así ya que muchas veces el tránsito de uno de los astros no oculta completamente al de atrás. En cualquier caso se puede llegar a medir con bastante fiabilidad el espectro de cada estrella teniendo en cuenta qué líneas espectrales disminuyen en cada paso.

Binarias astrométricasEditar

En este tipo de sistemas dobles solo es visible una componente. Se detectan gracias al "tirón" gravitatorio ejercido por su compañera invisible. Esto, produce un movimiento oscilatorio respecto al fondo de estrellas fijas que puede ser medido por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca. Como las binarias visuales, las astrométricas requieren prolongados períodos de observación. El objeto invisible suele ser un cuerpo de muy baja o nula luminosidad como un remanente estelar, una enana roja o una enana marrón.

Datos deducibles: resulta imposible adivinar el espectro del objeto invisible pero sí se puede deducir su masa.

Ejemplos: Sirio A y B. Sirio A es un gigante azul acompañado por Sirio B, una enana blanca invisible. Dada su proximidad a la Tierra, 8,7 años luz, la oscilación en la trayectoria de Sirio pudo ser detectada con los medios del siglo XIX. Durante bastante tiempo resultó un misterio el porqué una estrella de 1,4 masas solares no lucía nada. Hubo que esperar a la llegada de los modelos de evolución estelar para que su existencia pudiese ser explicada. Plantilla:VT

Binarias espectroscópicasEditar

Al igual que las astrométricas, las espectroscópicas también poseen una estrella invisible. La diferencia radica en el modo en que es detectada. Esta vez, se logra gracias al desplazamiento Doppler en el espectro del astro visible. Esta técnica de mayor precisión que la del paralaje permite su detección de forma más rápida. Mide el bamboleo a través de los movimientos radiales de la estrella visible. A pesar de todo algunas binarias no presentan casi ningún desplazamiento radial debido a la orientación de su órbita por lo que este método resultará inútil para éstas.

Plantilla:VT

Binarias no espectroscópicasEditar

A diferencia que las astrométricas, las espectroscópicas también poseen una estrella invisible. La diferencia radica en el modo en que es detectada. Esta vez, se logra gracias al desplazamiento Doppler en el espectro del astro visible. Esta técnica de mayor precisión que la del paralaje permite su detección de forma más rápida. Mide el bamboleo a través de los movimientos radiales de la estrella visible. A pesar de todo algunas binarias no presentan casi ningún desplazamiento radial debido a la orientación de su órbita por lo que este método resultará inútil para éstas.

Binarias ópticas (falsas binarias)Editar

Aparecen en el cielo muy cerca una de otra porque se encuentran en la misma visual. Sucede que en realidad están a distancias muy diferentes de nosotros. Aunque parezca mentira, ha habido errores astronómicos bastante graves por esta simple confusión.

Fenómenos asociados a intercambios de material en estrellas binariasEditar

En ocasiones, las estrellas, orbitan suficientemente cerca como para que en algún momento de su vida se intercambien material entre ellas. Estas estrellas dobles en interacción causan procesos que de otra manera serían impensables en la evolución natural de una estrella solitaria. Los modelos dinámicos parecen indicar que en sistemas dobles próximos las masas de ambas estrellas serían parecidas ya que estas se formarían al unísono en una sola región de colapso con un núcleo doble. Este es el caso del sistema triple de Alfa Centauro pues en él se encuentran Alfa A y B que están bastante juntas y tienen masas similares mientras que, Próxima, mucho menos masiva que las otras dos se halla a gran distancia de estas ligada a su centro de masas pero sin capacidad de interacción con las dos primeras.

Contaminación superficial con metales pesadosEditar

Las estrellas habitualmente solo tienen en la superficie y en abundancia hidrógeno y helio ya que los elementos pesados bajan hasta el fondo dada su mayor densidad y los que se puedan fabricar en el núcleo nunca llegan a la superficie. Sin embargo, existen algunas estrellas cuyos espectros presentan líneas de absorción abundantes en metales pesados. Incluso más pesados que el hierro. Semejante contaminación solo puede ser una pista inequívoca de que ha sido enriquecida por el frente de onda de una supernova cercana. Muy posiblemente, esa estrella esté ligada a una estrella de neutrones o a un agujero negro remanentes de la explosión que contaminó la atmósfera de la estrella en cuestión. Gracias a eso se sabe que estrellas que tienen como compañero a un agujero negro padecieron en su momento la supernova de su agonizante vecina.

Enanas blancas de helioEditar

Plantilla:AP Las enanas blancas de helio, según los modelos de evolución estelar, son objetos posibles dentro del marco teórico pero se creía imposibles que existieran en la actualidad (incluso hasta dentro de unos 70.000 millones de años), si tenemos en cuenta la edad del universo. El motivo es que solo las estrellas de menos de media masa solar dan esos objetos al término de sus vidas. A mayores masas las estrellas, entre las que se cuenta nuestro sol, queman el helio imposibilitando la formación de ese tipo de enanas blancas. Sabemos que la vida de las estrellas es más larga cuanto menos masivas son. Así, si tenemos en cuenta que una estrella de media masa solar vive, aproximadamente, 80.000 millones de años y que la edad del universo es de unos 13.000 millones de años queda claro que dichos objetos no podrían haberse formado aún.

Sin embargo, se han observado enanas blancas de helio en algunos sistemas binarios. Éstas se producen por la interacción entre ambas estrellas. Normalmente ocurre que las estrellas no tienen exactamente la misma masa por lo que la más masiva agota antes el hidrógeno y empieza a expandir su envoltura para formar una gigante roja. El problema ocurre cuando la envoltura de hidrógeno llega a engullir a la estrella vecina. Su presencia crea una inestabilidad en la envoltura de la gigante desligando gravitatoriamente al gas circundante. Esto hace que la estrella masiva vaya perdiendo masa continuamente y expandiendo más su atmósfera para compensar las pérdidas. Finalmente, la atmósfera de hidrógeno al completo desaparece quedando un núcleo desnudo de helio. Si dicho núcleo no es capaz de mantener la presión suficiente para fusionar el helio, la estrella morirá prematuramente dejando como remanente a una enana blanca de helio.

Supernovas termonucleares (tipo Ia)Editar

Plantilla:AP Un sistema binario entre dos estrellas de masa media baja puede dar lugar, con el tiempo, a uno de los fenómenos naturales más luminosos que existen, las supernovas tipo Ia. Normalmente ambas estrellas tendrán masas similares pero siempre hay una que es un poco más masiva que la otra. Esa pequeña diferencia hace que evolucione bastante antes y se convierta en enana blanca antes que su vecina. Para cuando se haya convertido en un objeto compacto la otra estrella estará ya en fase de gigante roja. Su cubierta extendida de hidrógeno y helio habrá perdido cohesión gravitatoria y, con suerte, se habrá adentrado en el lóbulo de Roche de la enana blanca. Dicho perímetro marca la zona de influencia del campo gravitatorio de una estrella y es de esperar que el de la enana blanca sea mayor que el de la gigante al ser esta última menos masiva. El proceso de acreción se irá acelerando hasta que la masa de la enana supere la masa de Chandrasekhar momento en el cual se producirá la ignición termonuclear completa de toda su masa. La explosión desintegrará a la enana y emitirá un destello lumínico de gran magnitud de orden galáctico. Su compañera si se salva de la explosión dejará de sentir los efectos y saldrá disparada en la dirección en la que se movía en el momento del cataclismo.

NovasEditar

Plantilla:AP

El caso de las novas es algo parecido al de las supernovas termonucleares solo que en este caso el material superficial fusiona de forma explosiva antes de que la enana blanca llegue a superar el límite de Chandrasekhar. En ese caso las reacciones son las de fusión del hidrógeno prensado sobre la superficie y la propia explosión expulsa parte de ese material. Su brillo dura unos pocos días y en ningún caso llega a equipararse con el de una supernova.

Fuentes de rayos XEditar

Estas fuentes vienen generadas habitualmente por un sistema binario entre una estrella y un agujero negro que la mantiene apresada absorbiéndole parte de su material. Desde la estrella surge una protuberancia en forma de brazo que conduce a un disco de acreción en cuyo centro se halla el agujero negro. Debido a las intensas fuerzas gravitatorias de estos objetos la materia que cae en espiral es estrujada y acelerada. La fricción entre las diferentes zonas del disco que tienen velocidades diferenciales calienta al mismo hasta temperaturas que llevan a esa materia a emitir rayos X. Hay dos tipos de sistemas dobles con agujero negro. Los más comunes son los de agujero negro con estrella masiva. Los que acompañan a una estrella poco masiva son más raros porque los modelos de formación predicen casi siempre objetos cercanos de masas similares. Siempre podría tratarse de una estrella capturada pero dicho fenómeno es aún más raro, sólo probable en zonas con alta densidad de estrellas como los centros de los cúmulos globulares. Un caso ejemplar de fuente de rayos X es el primer agujero negro descubierto, Cygnus X-1.

Plantilla:VT

MicrocuásaresEditar

Plantilla:VT

BibliografíaEditar

Véase también Editar

Plantilla:Destacado

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