Estrella binaria
Estrella binaria
Una estrella binaria es un sistema estelar que consiste en dos estrellas que orbitan alrededor de su baricentro común . Los sistemas de dos o más estrellas se llaman sistemas de estrellas múltiples . Estos sistemas, especialmente cuando están más distantes, a menudo aparecen a simple vista como un único punto de luz, y luego se revelan como múltiples por otros medios. Las investigaciones de los últimos dos siglos sugieren que la mitad o más de las estrellas visibles forman parte de sistemas de estrellas múltiples.
El término estrella doble es a menudo utilizado sinónimo de estrella binaria ; Sin embargo, la estrella doble también puede significar doble estrella óptica . Los dobles ópticos se llaman así porque las dos estrellas aparecen cerca juntas en el cielo como visto de la tierra; Están casi en la misma línea de visión . Sin embargo, su "duplicidad" sólo depende de este efecto óptico; Las estrellas mismas están distantes unas de otras y no comparten ninguna conexión física. Una estrella doble puede ser revelada como óptica por medio de diferencias en sus mediciones de paralaje , movimientos apropiados o velocidades radiales. La mayoría de las estrellas dobles conocidas no han sido estudiadas suficientemente de cerca para determinar si son dobles ópticos o son dobles ligados físicamente a través de la gravitación en un sistema de estrella múltiple.
Los sistemas binarios de estrellas son muy importantes en la astrofísica porque los cálculos de sus órbitas permiten determinar directamente las masas de sus estrellas componentes, 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 se detectan a menudo ópticamente, en cuyo caso se llaman binarios 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 espectroscopía ( binarios espectroscópicos ) o astrometría ( binarios astrométricos ). Si una estrella binaria pasa a la órbita en un plano a lo largo de nuestra línea de visión, sus componentes se eclipsan y transitan entre sí; Estos pares se llaman binarios eclipsantes , o, como son detectados por sus cambios en brillo durante eclipses y tránsitos,Binarios fotométricos .
Si los componentes de los sistemas estelares binarios están lo suficientemente cerca, pueden distorsionar gravitatoriamente sus atmósferas estelares exteriores mutuas. En algunos casos, estos sistemas binarios cercanos pueden intercambiar la masa, que puede traer su evolución a las etapas que las estrellas solas no pueden alcanzar. Ejemplos de binarios son Sirius , y Cygnus X-1 (Cygnus X-1 es un agujero negro bien conocido ). Las estrellas binarias son también comunes como los núcleos de muchas nebulosas planetarias , y son los progenitores de las nuevas y las supernovas del tipo Ia .
Descubrimiento
El término binario fue utilizado por primera vez en este contexto por Sir William Herschel en 1802, cuando escribió:
"Si, por el contrario, dos estrellas estuvieran realmente situadas muy cerca unas de otras, y al mismo tiempo tan aisladas que no se verían materialmente afectadas por las atracciones de las estrellas vecinas, entonces formarían un sistema separado y permanecerían unidas Por el vínculo de su propia gravitación mutua el uno hacia el otro, lo que debería llamarse una verdadera estrella doble, y cualquier dos estrellas que estén así mutuamente conectadas, forman el sistema binario sideral que debemos considerar ahora ".
Por la definición moderna, el término estrella binaria está generalmente restringido 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 binarios visuales . Para la mayoría de las estrellas binarias visuales conocidas no se ha observado todavía una revolución completa, se observa que han viajado a lo largo de un camino curvo o un arco parcial.
El término más general de doble estrella se utiliza para los pares de estrellas que se ven a estar juntos en el cielo. Esta distinción rara vez se hace en idiomas distintos del inglés. Estrellas dobles pueden ser sistemas binarios o pueden ser simplemente dos estrellas que parecen estar muy juntos en el cielo, pero tienen muy diferentes distancias verdaderas del Sol Estos últimos se denominan dobles ópticos o pares ópticos .
Desde la invención del telescopio , se han encontrado muchos pares de estrellas dobles. Los primeros ejemplos incluyen Mizar y Acrux . Mizar, en la Osa Mayor ( Ursa Major ), fue observado como doble por Giovanni Battista Riccioli en 1650 (y probablemente antes por Benedetto Castelli y Galileo ). La brillante estrella sureña Acrux , en la Cruz del Sur , fue descubierta como doble por el Padre Fontenay en 1685.
John Michell fue el primero en sugerir que las estrellas dobles podrían estar físicamente unidas entre sí cuando argumentó en 1767 que la probabilidad de que una estrella doble fuera debido a una alineación fortuita era pequeña. William Herschel comenzó a observar estrellas dobles en 1779 y pronto después publicó catálogos de cerca de 700 estrellas dobles. Hacia 1803, había observado cambios en las posiciones relativas en varias estrellas dobles a lo largo de 25 años, y concluyó que debían ser sistemas binarios; la primera órbita de una estrella binaria, sin embargo, no se computó hasta 1827, cuando Félix Savary calculó la órbita de Xi Ursae Majoris . Desde entonces, muchas más estrellas dobles han sido catalogadas y medidas. El Washington Double Star Catalog , una base de datos de estrellas dobles visuales compilada por el Observatorio Naval delos Estados Unidos , contiene más de 100.000 pares de estrellas dobles, incluyendo dobles ópticos, así como estrellas binarias. Las órbitas son conocidas por sólo unos cuantos miles de estas estrellas dobles, y la mayoría no se han determinado para ser binarios verdaderos o estrellas dobles ópticas. Esto puede determinarse 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 pequeño comparado con su movimiento propio común, el par es probablemente físico. Una de las tareas que queda para los observadores visuales de las estrellas dobles es obtener suficientes observaciones para probar o refutar la conexión gravitatoria.
Clasificaciones
Impresión del artista de la evolución de una estrella binaria de alta masa caliente.
Binarios visuales
Métodos de observación
Una estrella binaria visual es una estrella binaria para la cual la separación angular entre los dos componentes es lo suficientemente grande para permitirles ser observados como una estrella doble en un telescopio , o incluso prismáticos de alta potencia . La resolución angular del telescopio es un factor importante en la detección de binarios visuales y, a medida que se aplican mejores resoluciones angulares a las observaciones de estrellas binarias, se detectará un número creciente de binarios visuales. El brillo relativo de las dos estrellas es también un factor importante, ya que el deslumbramiento 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 el dimmer es considerado secundario. En algunas publicaciones (sobre todo las más viejas), un secundario débil se llama el viene (plural comites ; compañero). Si las estrellas son del mismo brillo, la designación del descubridor para el primario es generalmente aceptada.
Se mide el ángulo de posición del secundario con respecto al primario, junto con la distancia angular entre las dos estrellas. El tiempo de observación también se registra. Después de registrar un número suficiente de observaciones durante un período de tiempo, se trazan en coordenadas polares con la estrella primaria en el origen, y la elipse más probable se extrae a través de estos puntos de tal manera que se satisface la ley Kepleriana de áreas . Esta elipse se conoce como la 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, dondeEl eje semi-mayor sólo puede expresarse en unidades angulares a menos que se conozca la paralaje estelar , y por lo tanto la distancia, del sistema.
Binarios espectroscópicos
A veces, la única evidencia de una estrella binaria viene del efecto Doppler sobre 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 desplaza primero hacia el azul, luego hacia el rojo, cuando cada uno se mueve primero hacia nosotros, y luego lejos de nosotros, durante su movimiento Sobre su centro común de masa , con el período de su órbita común.
En estos sistemas, la separación entre las estrellas es generalmente 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 , los binarios detectados de esta manera se conocen como binarios espectroscópicos . La mayoría de estos no pueden ser resueltos como un binario visual, incluso con telescopios del poder de resolución existente más alto .
En algunos binarios espectroscópicos, las líneas espectrales de ambas estrellas son visibles y las líneas son alternativamente dobles y simples. Dicho sistema se conoce como un binario espectroscópico de doble línea (a menudo denominado "SB2"). En otros sistemas, el espectro de sólo una de las estrellas se ve y las líneas en el espectro se desplazan periódicamente hacia el azul, luego hacia el rojo y viceversa. Tales estrellas se conocen como binarios espectroscópicos 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 trazan en función del tiempo, y de la curva resultante se determina un periodo. Si la órbita es circular, entonces la curva será una curva sinusoidal . Si la órbita es elíptica , la forma de la curva dependerá de la excentricidad de la elipse y la orientación del eje mayor con referencia a la línea de visión.
Es imposible determinar individualmente el eje semi-mayor a y la inclinación del plano de órbita i . Sin embargo, el producto del eje semi-mayor y el seno de la inclinación (es decir, un sin i ) se pueden determinar directamente en unidades lineales (por ejemplo, kilómetros). Si cualquiera de una o i se pueden determinar por otros medios, como en el caso de eclipsar binarios, una solución completa para la órbita se puede encontrar.
Las estrellas binarias que son tanto binarios visuales como espectroscópicos son raras, y son una valiosa fuente de información cuando se encuentran. Se conocen alrededor de 40. Las estrellas binarias visuales suelen tener grandes separaciones verdaderas, con períodos medidos en décadas a siglos; Por lo tanto, normalmente tienen velocidades orbitales demasiado pequeñas para ser medidas espectroscópicamente. A la inversa, las estrellas binarias espectroscópicas se mueven rápidamente en sus órbitas porque están muy juntas, generalmente demasiado cerca para ser detectadas como binarios visuales. Los binarios visuales y espectroscópicos deben estar relativamente cerca de la Tierra.
Eclipsar binarios
Una estrella binaria eclipsante es una estrella binaria en la que el plano de órbita de las dos estrellas se encuentra tan cerca de la línea de visión del observador que los componentes se someten a eclipses mutuos . En el caso en que el binario es también un binario espectroscópico y se conoce la paralaje del sistema, el binario es bastante valioso para el análisis estelar . Algol es el ejemplo más conocido de un binario eclipsante.
Los binarios eclipsantes son estrellas variables, no porque la luz de los componentes individuales varía sino por los eclipses. La curva luminosa de un binario eclipsante se caracteriza por periodos de luz prácticamente constante, con caídas periódicas de intensidad. Si una de las estrellas es más grande que la otra, una será obscurecida por un eclipse total mientras que la otra será oscurecida por un eclipse anular .
El período de la órbita de un binario eclipsante se puede determinar a partir de un estudio de la curva de luz y los tamaños relativos de las estrellas individuales se pueden determinar en términos del radio de la órbita observando cuán rápidamente cambia el brillo como el disco de La estrella próxima se desliza sobre el disco de la estrella distante. Si también es un binario espectroscópico, también se pueden determinar los elementos orbitales , y la masa de las estrellas se puede determinar con relativa facilidad, lo que significa que las densidades relativas de las estrellas pueden determinarse en este caso.
Desde alrededor de 1995 la medición de los parámetros fundamentales de los binarios eclipsantes extragalácticos ha sido posible con los telescopios de 8 metros de clase. Esto hace que sea factible utilizarlos para medir directamente las distancias a las galaxias externas, un proceso que es más preciso que el uso de velas estándar . En 2006 se habían utilizado para dar estimaciones de distancia directa a la LMC , SMC , Andromeda Galaxy y Triangulum Galaxy . Eclipsar binarios ofrecen un método directo para medir la distancia a las galaxias a un nuevo nivel mejorado del 5% de precisión.
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 los cambios en el brillo causados por un eclipse; O astrométricamente , midiendo una desviación en la posición de una estrella causada por un compañero invisible. Cualquier estrella binaria puede pertenecer a varias de estas clases; Por ejemplo, varios binarios espectroscópicos también eclipsan binarios.
Disco de borde de gas y polvo presente alrededor del sistema de estrellas binarias HD 106906 .
Algol B orbita Algol A. Esta animación fue montada a partir de 55 imágenes del interferómetro CHARA en la banda H del infrarrojo cercano, ordenadas según la fase orbital.
Binarios no eclipsantes que se pueden detectar a través de la fotometría
Los binarios no eclipsantes cercanos también pueden detectarse fotométricamente observando cómo las estrellas se afectan entre sí de tres maneras. Primero está observando la luz adicional que las estrellas reflejan de su compañero. Segundo es observando variaciones de luz elipsoidales que son causadas por la deformación de la forma de la estrella por sus compañeros. El tercer método consiste en observar cómo la radiación relativista afecta a la magnitud aparente de las estrellas. Detectar binarios con estos métodos requiere una fotometría precisa.
Este video muestra la impresión de un artista de un sistema de estrella binaria eclipsante. A medida que las dos estrellas se mueven en órbita, se pasan una frente a otra y su brillo combinado, visto desde lejos, disminuye.
Los binarios astrométricos
Los astrónomos han descubierto algunas estrellas que aparentemente orbitan alrededor de un espacio vacío. Los binarios astrométricos son estrellas relativamente cercanas que se pueden ver oscilar alrededor de un punto en el espacio, sin compañero visible. La misma matemática utilizada para los binarios ordinarios se puede aplicar para inferir la masa del compañero que falta. El acompañante podría ser muy débil, por lo que es actualmente 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 .
La posición visible de la estrella es cuidadosamente medida y detectada para variar, debido a la influencia gravitacional de su contraparte. La posición de la estrella se mide repetidamente con relación a estrellas más distantes, y luego se comprueba si hay cambios periódicos en la posición. Normalmente, este tipo de medición sólo se puede realizar en estrellas cercanas, como aquellas dentro de 10 parsecs . Las estrellas cercanas a menudo tienen un movimiento propio relativamente alto , por lo que los binarios astrométricos parecerán seguir un camino tembloroso a través del cielo.
Si el compañero es suficientemente masivo para causar un cambio observable en la posición de la estrella, entonces su presencia puede deducirse. A partir de mediciones astrométricas precisas del movimiento de la estrella visible durante un período de tiempo suficientemente largo, se puede determinar la información sobre la masa del compañero y su período orbital. Aunque el compañero no es visible, las características del sistema se pueden determinar a partir de las observaciones usando las leyes de Kepler .
Este método de detección de binarios también se utiliza para localizar planetas extrasolares orbitando una estrella. Sin embargo, los requisitos para realizar esta medición son muy exigentes, debido a la gran diferencia en la relación de masa, y el 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 , resultando en una resolución más precisa.
Configuración del sistema
Otra clasificación se basa en la distancia entre las estrellas, en relación con sus tamaños:
Los binarios separados 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 el uno sobre el otro, y esencialmente evolucionan por separado. La mayoría de los binarios pertenecen a esta clase.
Las estrellas binarias semidetached 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 de Roche-lobe (donante) se transfiere a la otra estrella de acrecimiento. La transferencia de masa domina la evolución del sistema. En muchos casos, el gas entrante forma un disco de acreción alrededor del acretador.
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 un sobre común que rodea a ambas estrellas. A medida que la fricción del sobre frena el movimiento orbital , las estrellas pueden finalmente fusionarse . W Ursae Majoris es un ejemplo.
Separado
Variables cataclísmicas y binarios de rayos X
Adosado
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 acrecentarse sobre el objeto compacto. Esto libera energía potencial gravitatoria , haciendo 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. En los binarios de rayos X , el objeto compacto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro . Estos binarios se clasifican como de baja masa o de alta masa. De acuerdo con la masa de la estrella donante. Los binarios de rayos X de alta masa contienen una estrella de donante joven, de tipo temprano , de alta masa, que transfiere la masa por su viento estelar , mientras que los binarios de rayos X de baja masa son binarios semidotecables en los que el gas de una estrella donante de tipo tardío Una enana blanca desborda el lóbulo de Roche y cae hacia la estrella de neutrones o agujero negro. Probablemente el ejemplo más conocido de un binario de rayos X es el Cygnus X-1 de rayos X de alta masa . En Cygnus X-1, se estima que la masa del compañero invisible es aproximadamente nueve veces la del Sol, excediendo con mucho 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 por el cual se creyó esto ampliamente.
Período orbital
Los períodos orbitales pueden ser menos de una hora (para las estrellas AM CVn ), o unos pocos días (componentes de Beta Lyrae ), pero también cientos de miles de años ( Proxima Centauri alrededor de Alpha Centauri AB).
Variaciones en el 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 secuencia principalpasa por un ciclo de actividad, las capas externas de la estrella están sujetas a un par magnético que cambia la distribución del momento angular, dando como resultado un cambio en la oblación de la estrella. La órbita de las estrellas en el par binario está gravitacionalmente acoplada a sus cambios de forma, de manera que el periodo muestra modulaciones (típicamente del orden de ΔP / P ~ 10 -5 ) en la misma escala de tiempo que los ciclos de actividad El orden de las décadas).
Otro fenómeno observado en algunos binarios de Algol ha sido los aumentos monótonos 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 del período monotónico se han atribuido a la transferencia de masa, por lo general (pero no siempre) de la menos masiva a la más masiva estrella
Designaciones
A y B
Los componentes de las estrellas binarias se indican mediante los sufijos A y B que se adjuntan a la designación del sistema, A que denotan el primario y B el secundario. El sufijo AB puede usarse para designar el par (por ejemplo, la estrella binaria α Centauri AB consta de las estrellas α Centauri A y α Centauri B.) Se pueden utilizar letras adicionales, tales como C , D , etc. para sistemas Con más de dos estrellas. En los casos en que la estrella binaria tiene una designación de Bayer y está ampliamente separada, es posible que los miembros de la pareja sean designados con sobrescritos; Un ejemplo es Zeta Reticuli, Cuyos componentes son ζ 1 Reticuli y ζ 2 Reticuli.
Concepción artística de un sistema variable cataclísmico
Contacto
Configuraciones de un sistema estelar binario con una relación de masas de 3. Las líneas negras representan las equipotentials críticas internas de Roche, los lóbulos de Roche.
Designaciones del Descubridor
Las estrellas dobles también son designadas por una abreviatura que da al descubridor junto con un número de índice. α Centauri, por ejemplo, fue encontrado para ser doble por el Padre Richaud en 1689, y por lo tanto se designa RHD 1 . Estos códigos del descubridor se pueden encontrar en el catálogo doble de la estrella de Washington .
Caliente y fría
Los componentes de un sistema estelar binario pueden ser designados por sus temperaturas relativas como compañero caliente y compañero fresco .
Ejemplos:
Antares (Alpha Scorpii) es una estrella supergigante roja en un sistema binario con una estrella azul más caliente de la secuencia principal Antares B. Antares B puede por lo tanto ser llamado un compañero caliente del supergigante fresco.
Las estrellas simbióticas son sistemas binarios de estrellas compuestos por una estrella gigante de tipo tardío y un objeto compañero más caliente. Puesto que la naturaleza del compañero no está bien establecida en todos los casos, puede denominarse un "compañero caliente".
La variable azul luminosa Eta Carinae se ha determinado recientemente que es un sistema estelar 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 .
R Aquarii muestra un espectro que muestra simultáneamente una firma fresca y caliente. Esta combinación es el resultado de un supergigante rojo fresco acompañado por un compañero más pequeño, más caliente. La materia fluye del supergigante al compañero más pequeño y más denso.
La NASA 's misión Kepler ha descubierto ejemplos de estrellas binarias eclipsantes, donde el secundario es el componente más caliente. KOI-74b es una compañera enana blanca de 12.000 K de KOI-74 ( KIC 6889235 ), una estrella de secuencia principal de 9.400 K de tipo A temprano . 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 .
Evolución
Formación
Si bien no es imposible que algunos binarios puedan ser creados a través de la captura gravitacional entre dos estrellas individuales, dada la muy baja probabilidad de tal evento (tres objetos son realmente necesarios, ya que la conservación de la energía excluye un solo cuerpo gravitatorio capturando otro) Alto número de binarios, este no puede ser el proceso de formación primaria. Además, la observación de binarios consistentes en estrellas pre -secuencia principal , apoya la teoría de que los binarios ya están formados 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 binario o estrella múltiple.
El resultado del problema de tres cuerpos , donde las tres estrellas son de masa comparable, es que eventualmente una de las tres estrellas será expulsada del sistema y, asumiendo que no hay otras perturbaciones significativas, las dos restantes formarán un sistema binario estable.
Transferencia de masa y acreción
Como una estrella de secuencia principal aumenta de tamaño durante su evolución , puede en algún momento superar 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 propia. El resultado es que la materia se transferirá de una estrella a otra a través de un proceso conocido como Roche lóbulo de desbordamiento (RLOF), ya sea de ser absorbida por impacto directo o a través de un disco de acreción . El punto matemático a través del cual ocurre esta transferencia se llama el primer punto Lagrangiano . No es raro que el disco de acreción sea el elemento más brillante (y por lo tanto, 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 efectivamente en ambos componentes. Dado que la evolución de una estrella está determinada por su masa, el proceso influye en la evolución de ambos compañeros y crea etapas que no pueden ser alcanzadas por las estrellas individuales.
Los estudios de la eclipse ternaria de Algol condujeron a la paradoja de Algol en la teoría de la evolución estelar : si bien los componentes de una estrella binaria se forman al mismo tiempo y las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las masivas, se observó que el componente más masivo Algol A sigue estando en la secuencia principal , mientras que el Algol B menos masivo es un subgigante en una etapa evolutiva posterior. La paradoja puede resolverse mediante transferencia de masa : cuando la estrella más masiva se convierte en subgigante, llena su lóbulo de Roche , y la mayor parte de la masa se transfiere a la otra estrella, que todavía está en la secuencia principal. En algunos binarios similares a Algol, se puede ver realmente un flujo de gas.
Estrellas Fugitivas y Novas
También es posible que binarios ampliamente separados pierdan el contacto gravitatorio entre sí durante su vida, como resultado de perturbaciones externas. Los componentes se moverán entonces para 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 siendo expulsadas a altas velocidades, lo que conduce a estrellas fugitivas .
Si una enana blanca tiene una estrecha estrella compañera que desborda su lóbulo de Roche , la enana blanca acumulará de manera constante los gases de la atmósfera exterior de la estrella. Éstas se compactan en la superficie del enano blanco por su intensa gravedad, se comprimen y se calientan a temperaturas muy elevadas a medida que se extrae material adicional. La enana blanca está constituida por materia degenerada y, por tanto, no responde 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 CNO , causando la enorme cantidad de energía liberada por este proceso para soplar los gases restantes lejos de la superficie del enano blanco. El resultado es un rayo de luz muy brillante, conocido como nova .
En casos extremos, este evento puede hacer que la enana blanca exceda el límite de Chandrasekhar y dispare una supernova que destruye la estrella entera, y es otra causa posible de fugitivos. Un ejemplo de tal acontecimiento es la supernova SN 1572 , que fue observada por Tycho Brahe . El Telescopio Espacial Hubble recientemente tomó una foto de los restos de este evento.
Astrofísica
Los binarios proporcionan el mejor método para que los astrónomos determinen la masa de una estrella lejana. La atracción gravitacional entre ellos los hace orbitar alrededor de su centro de masa común. A partir del patrón orbital de un binario visual, o de la variación temporal del espectro de un binario espectroscópico, se puede determinar la masa de sus estrellas, por ejemplo con la función de masa binaria . De esta manera, 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 por los que se forman las estrellas. En particular, el período y las masas del binario nos informan sobre la cantidad de momento angular en el sistema. Debido a que se trata de una cantidad conservada en física, binarios nos dan pistas importantes sobre las condiciones bajo las cuales se formaron las estrellas.
Cálculo del 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 , está dada por:
Un ejemplo simulado de una estrella binaria, donde dos cuerpos con órbita de masa similar alrededor de un baricentro común en órbitas elípticas
Ilustración del artista del escenario para las eyecciones del plasma de V Hydrae
Impresión del artista del sistema binario de la estrella AR Scorpii .
dónde:
A es la distancia entre los dos centros estelares y
M 1 y m 2 son las masas de las dos estrellas.
Si a se toma como el eje semi-mayor de la órbita de un cuerpo alrededor del otro, entonces r 1 será el eje semi- mayor de la órbita del primer cuerpo alrededor del centro de masa o baricentro , y r 2 = a - r 1 Será el eje semimajor 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
Las imágenes son representativas, no simuladas. La posición de la cruz roja indica el centro de masa del sistema.
(A.) Dos cuerpos de masa similar orbitan alrededor de un centro común de masa, o baricentro .
(B.) Dos cuerpos con una diferencia de masa que orbitan alrededor de un baricentro común, como el sistema de Charon-Plutón
(C.) Dos cuerpos con una gran diferencia de masa en órbita alrededor de un baricentro común (similar al sistema Tierra-Luna )
(D.) Dos cuerpos con una extrema diferencia en masa orbitando alrededor de un baricentro común (similar al sistema Sol-Tierra )
(E.) Dos cuerpos con masa similar que orbitan en una elipse alrededor de un baricentro común.
Resultados de la investigación
Se estima que aproximadamente un tercio de los sistemas estelares en la Vía Láctea son binarios o múltiples, siendo los dos tercios restantes estrellas solas. La frecuencia de multiplicidad global de las estrellas ordinarias es una función monotónicamente creciente de la masa estelar . Es decir, la probabilidad de estar en un sistema binario o multi-estrella aumenta constantemente a medida que aumenta la masa de los componentes.
Existe una correlación directa entre el período de revolución de una estrella binaria y la excentricidad de su órbita, con sistemas de corto período con menor excentricidad. Las estrellas binarias se pueden encontrar con cualquier separación imaginable, de pares que orbitan tan estrechamente que están prácticamente en contacto entre sí, a pares tan distantemente separados que su conexión está indicada solamente por su movimiento común común a través del espacio. Entre los sistemas estelares binarios gravitacionales, existe una denominada distribución logarítmica de períodos, con la mayoría de estos sistemas orbitando con un período de aproximadamente 100 años. Esto es evidencia de apoyo para la teoría de que los sistemas binarios se forman duranteFormación de estrellas .
En pares donde las dos estrellas son de igual brillo , son también 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 .
La masa de una estrella puede determinarse directamente sólo a partir de su atracción gravitatoria. Aparte del Sol y las estrellas que actúan como lentes gravitacionales , esto sólo puede hacerse en sistemas binarios y múltiples estrellas, haciendo de las estrellas binarias una clase importante de estrellas. En el caso de una estrella binaria visual, después de que se haya determinado la órbita y la paralaje estelar del sistema, la masa combinada de las dos estrellas puede obtenerse aplicando directamente la ley armónica de Kepler .
Desafortunadamente, es imposible obtener la órbita completa de un binario espectroscópico a menos que sea también un binario visual o un eclipsante, por lo que a partir de estos objetos sólo se determinará el producto conjunto de masa y el seno del ángulo de inclinación con relación a la línea De 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.
Impresión del artista de la vista de una (hipotética) luna del planeta HD 188753 Ab (superior izquierda), que orbita un sistema de triple estrella . El compañero más brillante está justo debajo del horizonte.
Planetas
Habitabilidad de sistemas estelares binarios
Aunque se ha encontrado que una serie de sistemas estelares binarios albergan planetas extrasolares , estos sistemas son comparativamente raros comparados con sistemas de una sola estrella. Por ejemplo, observaciones por el telescopio espacial Kepler han demostrado que la mayoría de las estrellas individuales del mismo tipo que el Sol tienen un montón de planetas, pero sólo un tercio de las estrellas binarias. Según las simulaciones teóricas, incluso las estrellas binarias muy separadas a menudo interrumpen los discos de granos rocosos de los cuales protoplanetasformar. Por otra parte, otras simulaciones sugieren que la presencia de un compañero binario puede mejorar la tasa de formación de planetas dentro de las zonas orbitales estables mediante la "agitación" del disco protoplanetario, aumentando la tasa de acreción de los protoplanetas.
La detección de planetas en sistemas de estrellas múltiples introduce dificultades técnicas adicionales, que pueden ser la razón por la que rara vez se encuentran. Los ejemplos incluyen la enana blanca - pulsar binaria PSR B1620-26 , la subgigante - roja enana binaria errai , y la enana blanca - roja enana binaria NN Serpentis ; entre otras.
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 detectó previamente. Este descubrimiento dio lugar a un nuevo cálculo de parámetros tanto para el planeta como para la estrella primaria.
La ciencia ficción ha ofrecido a menudo planetas de las estrellas binarias o ternarias como ajuste, por ejemplo Tatooine de George Lucas de Star Wars , y una historia notable, " Nightfall ", lleva incluso 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, sea expulsado del sistema o transferido a una gama orbital más interna o externa), mientras que otras órbitas presentan serios desafíos para eventuales BiosferasDebido a las probables variaciones extremas en la temperatura superficial durante diferentes partes de la órbita. Se dice que los planetas que orbitan sólo una estrella en un sistema binario tienen órbitas de "tipo S", mientras que los que orbitan alrededor de ambas estrellas tienen órbitas "P-tipo" o " circumbinary ". Se estima que el 50-60% de los sistemas binarios son capaces de soportar planetas terrestres habitables dentro de rangos orbitales estables.
Ejemplos
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 Cygnus , es en realidad un binario cercano. También en la constelación Cygnus es Cygnus X-1 , una fuente de rayos X considerada como un agujero negro . Se trata de un binario de rayos X de alta masa , siendo la contrapartida óptica una estrella variable. Sirius es otro binario y la estrella más brillante en el cielo nocturno, con una magnitud visible aparenteDe -1,46. Se encuentra en la constelación Canis Major . En 1844 Friedrich Bessel dedujo que Sirius era un binario. En 1862 Alvan Graham Clark descubrió el compañero (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 12.000 km de diámetro, con una masa que es del 98% del Sol.
Un ejemplo de un eclipse binario es Epsilon Aurigae en la constelación Auriga . El componente visible pertenece a la clase espectral F0, el otro componente (eclipsante) no es visible. El último eclipse ocurrió entre 2009 y 2011, y se espera que las extensas observaciones que probablemente se llevarán a cabo pueden dar más información sobre la naturaleza de este sistema. Otro binario eclipsante es Beta Lyrae, que es un sistema de estrellas binarias semi-separadas en la constelación de Lyra .
Otros binarios interesantes incluyen 61 Cygni (un binario en la constelación Cygnus , compuesto por dos estrellas de clase principal K (naranja) , 61 Cygni A y 61 Cygni B, que es 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 binario que consta de la estrella principal con un compañero enano blanco débil ), SS Lacertae (un binario eclipsante que dejó de eclipsar), V907 Sco (un eclipse Binario que paró, se 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 alrededor).
Ejemplos de estrellas múltiples
Los sistemas con más de dos estrellas se denominan múltiples estrellas . Algol es el ternario más notorio (largo pensado para ser un binario), situado en la constelación Perseus . Dos componentes del sistema se eclipsan entre sí, la variación en la intensidad de Algol primero se registra 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 en el cielo nocturno, con una Magnitud visual aparente de -0,01. Este sistema también subraya el hecho de que los binarios no necesitan ser descontados en la búsqueda de planetas habitables. Alpha Centauri A y B tienen una distancia de 11 AU en el acercamiento más cercano, y ambos deben tener zonas habitables estables.
También hay ejemplos de sistemas más allá de los ternarios: Castor es un sistema de estrellas sextuples, que es la segunda estrella más brillante en la constelación de Géminis y una de las estrellas más brillantes en el 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 ampliamente separado, que también es un binario espectroscópico. El binario visual Alcor-Mizar en Ursa Majoris también consta de seis estrellas, cuatro de Mizar y dos de Alcor.
104 Aquarii , posible binario
107 Aquarii , "estrella doble", a unos 240 años luz de la tierra
La Biblioteca Doble Estrella , en el Observatorio Naval de los Estados Unidos
Ianridpath.com: Lista de los mejores binarios visuales , para aficionados, con elementos orbitales
Una extensa simulación para el sistema Algol de la Universidad Estatal de Carolina del Norte
Estrellas visuales seleccionadas y su posición relativa en función del tiempo
[ Enlace permanente ] Representaciones artísticas de estrellas binarias por Mark A. Garlick
Las órbitas y las "curvas de velocidad" de los binarios espectroscópicos, J. Miller Barr (1908)
Eclipsar binarios en el siglo XXI-Oportunidades para los astrónomos aficionados
HD 30453 , un binario espectroscópico con un tercer componente
Luhman 16 , el tercer sistema estrella más estrecho, contiene dos enanas marrones .
Esquema de un sistema de estrellas binarias con un planeta en una órbita de tipo S y uno en una órbita de tipo P.
Los dos componentes visiblemente distinguibles de Albireo .
