Una estrella binaria o sistema estelar binario es un sistema de dos estrellas que están unidas gravitacionalmente y en órbita una alrededor de la otra. Las estrellas binarias en el cielo nocturno que se ven como un solo objeto a simple vista a menudo se resuelven como estrellas separadas usando un telescopio , en cuyo caso se denominan binarias visuales . Muchas binarias visuales tienen largos períodos orbitales de varios siglos o milenios y, por lo tanto, tienen órbitas que son inciertas o poco conocidas. También pueden detectarse mediante técnicas indirectas, como la espectroscopia ( binarias espectroscópicas ) o la astrometría ( binarias astrométricas ). Si una estrella binaria orbita en un plano a lo largo de nuestra línea de visión, sus componentes se eclipsarán y transitarán entre sí; estos pares se denominan binarias eclipsantes o, junto con otras binarias que cambian de brillo a medida que orbitan, binarias fotométricas .
Si los componentes de los sistemas binarios estelares están lo suficientemente cerca, pueden distorsionar gravitacionalmente las atmósferas estelares externas de cada uno. En algunos casos, estos sistemas binarios cercanos pueden intercambiar masa, lo que puede llevar su evolución a etapas que las estrellas individuales no pueden alcanzar. Ejemplos de sistemas binarios son Sirio y Cygnus X-1 (Cygnus X-1 es un agujero negro bien conocido ). Las estrellas binarias también son comunes como núcleos de muchas nebulosas planetarias y son las progenitoras tanto de las novas como de las supernovas de tipo Ia .
Las estrellas dobles , un par de estrellas que aparecen cerca una de la otra, han sido observadas desde la invención del telescopio . Los primeros ejemplos incluyen Mizar y Acrux . Mizar, en la Osa Mayor , fue observada como doble por Giovanni Battista Riccioli en 1650 [1] [2] (y probablemente antes por Benedetto Castelli y Galileo ). [3] La brillante estrella austral Acrux , en la Cruz del Sur , fue descubierta como doble por el padre Fontenay en 1685. [1]
En 1767, el filósofo natural y clérigo inglés John Michell fue el primero en aplicar las matemáticas de la estadística al estudio de las estrellas, demostrando en un artículo que hay muchas más estrellas en pares o grupos de las que una distribución perfectamente aleatoria y una alineación aleatoria podrían explicar. Centró su investigación en el cúmulo de las Pléyades y calculó que la probabilidad de encontrar una agrupación de estrellas tan cercana era de una entre medio millón. Concluyó que las estrellas en estos sistemas estelares dobles o múltiples podrían ser atraídas entre sí por la atracción gravitatoria, proporcionando así la primera evidencia de la existencia de estrellas binarias y cúmulos estelares. [4]
William Herschel comenzó a observar estrellas dobles en 1779, con la esperanza de encontrar una estrella cercana emparejada con una estrella distante para poder medir la posición cambiante de la estrella cercana a medida que la Tierra orbitaba el Sol (medir su paralaje ), lo que le permitiría calcular la distancia a la estrella cercana. Pronto publicaría catálogos de alrededor de 700 estrellas dobles. [5] [6] En 1803, había observado cambios en las posiciones relativas de varias estrellas dobles a lo largo de 25 años y concluyó que, en lugar de mostrar cambios de paralaje, parecían estar orbitando entre sí en sistemas binarios. [7] La primera órbita de una estrella binaria se calculó en 1827, cuando Félix Savary calculó la órbita de Xi Ursae Majoris . [8]
A lo largo de los años, se han catalogado y medido muchas más estrellas dobles. A junio de 2017, el Catálogo de estrellas dobles de Washington , una base de datos de estrellas dobles visuales compilada por el Observatorio Naval de los Estados Unidos , contiene más de 100.000 pares de estrellas dobles, [9] incluyendo estrellas dobles ópticas y binarias. Se conocen las órbitas de solo unos pocos miles de estas estrellas dobles. [10]
El término binario fue utilizado por primera vez en este contexto por Sir William Herschel en 1802, [11] cuando escribió: [12]
Si, por el contrario, dos estrellas estuvieran situadas realmente muy cerca una de otra y, al mismo tiempo, tan aisladas que no se vieran afectadas materialmente por las atracciones de las estrellas vecinas, formarían entonces un sistema separado y permanecerían unidas por el vínculo de su propia gravitación mutua. Esto debería llamarse una verdadera estrella doble; y cualesquiera dos estrellas que estén conectadas entre sí de esta manera, formarán el sistema sideral binario que vamos a considerar ahora.
Según la definición moderna, el término estrella binaria se limita generalmente a pares de estrellas que giran alrededor de un centro de masas común. Las estrellas binarias que se pueden distinguir con un telescopio o métodos interferométricos se conocen como binarias visuales . [13] [14] En el caso de la mayoría de las estrellas binarias visuales conocidas, aún no se ha observado una revolución completa; más bien, se observa que han recorrido una trayectoria curva o un arco parcial. [15]
El término más general de estrella doble se utiliza para pares de estrellas que se ven muy juntas en el cielo. [11] Esta distinción rara vez se hace en otros idiomas que no sean el inglés. [13] 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. Estas últimas se denominan dobles ópticos o pares ópticos . [16]
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 en el brillo causados por un eclipse; o astrométricamente , midiendo una desviación en la posición de una estrella causada por una compañera invisible. [13] [17] Cualquier estrella binaria puede pertenecer a varias de estas clases; por ejemplo, varias binarias espectroscópicas son también binarias eclipsantes.
Una estrella binaria visual es una estrella binaria en la que la separación angular entre sus dos componentes es lo suficientemente grande como para permitir que se la observe como una estrella doble con un telescopio o incluso con binoculares de alta potencia . La resolución angular del telescopio es un factor importante en la detección de estrellas binarias visuales y, a medida que se apliquen mejores resoluciones angulares a las observaciones de estrellas binarias, se detectará un número cada vez mayor de ellas. El brillo relativo de las dos estrellas también es un factor importante, ya que el resplandor de una estrella brillante puede dificultar la detección de la presencia de un componente más débil.
La estrella más brillante de un sistema binario visual es la estrella primaria , y la más tenue se considera la secundaria. En algunas publicaciones (especialmente las más antiguas), una secundaria débil se denomina comes ( plural: comites ; compañera). Si las estrellas tienen el mismo brillo, se acepta habitualmente la designación del descubridor para la primaria. [18]
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 registrar 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 manera 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 la paralaje estelar y, por lo tanto, la distancia del sistema. [14]
A veces, la única evidencia de una estrella binaria proviene del efecto Doppler en la luz que emite. En estos casos, la binaria 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, a medida que cada una se mueve primero hacia nosotros, y luego se aleja de nosotros, durante su movimiento alrededor de su centro de masa común , con el período de su órbita común.
En estos sistemas, la separación entre las estrellas suele ser muy pequeña y la velocidad orbital muy alta. A menos que el plano de la órbita sea perpendicular a la línea de visión, las velocidades orbitales tienen componentes en la línea de visión y la velocidad radial observada del sistema varía periódicamente. Dado que la velocidad radial se puede medir con un espectrómetro observando el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de las estrellas , las binarias detectadas de esta manera se conocen como binarias espectroscópicas . La mayoría de ellas no se pueden resolver como una binaria visual, ni siquiera con telescopios del mayor poder de resolución existente .
En algunos sistemas binarios espectroscópicos, son visibles las líneas espectrales de ambas estrellas, que son alternativamente dobles y simples. Este tipo de sistemas se conocen como sistemas binarios espectroscópicos de doble línea (a menudo denominados "SB2"). En otros sistemas, solo se ve el espectro de una de las estrellas, y las líneas del espectro se desplazan periódicamente hacia el azul, luego hacia el rojo y viceversa. Estas estrellas se conocen como sistemas binarios espectroscópicos de una línea ("SB1").
La órbita de un sistema binario espectroscópico se determina mediante una larga serie de observaciones de la velocidad radial de uno o ambos componentes del sistema. Las observaciones se representan gráficamente en función del tiempo y, a partir de la curva resultante, se determina un período. Si la órbita es circular , la curva es una curva sinusoidal . Si la órbita es elíptica , la forma de la curva depende de la excentricidad de la elipse y de la orientación del eje mayor con respecto a la línea de visión.
Es imposible determinar individualmente el semieje mayor a y la inclinación del plano de la órbita i . Sin embargo, el producto del semieje mayor y el seno de la inclinación (es decir, a sen i ) se puede determinar directamente en unidades lineales (por ejemplo, kilómetros). Si a o i se pueden determinar por otros medios, como en el caso de las binarias eclipsantes, se puede encontrar una solución completa para la órbita. [19]
Las estrellas binarias que son tanto visuales como espectroscópicas son raras y constituyen una valiosa fuente de información cuando se encuentran. Se conocen alrededor de 40. Las estrellas binarias visuales suelen tener grandes separaciones verdaderas, con períodos que se miden 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 rápido en sus órbitas porque están cerca unas de otras, generalmente demasiado cerca para ser detectadas como binarias visuales. Por lo tanto, las binarias que se encuentran tanto visuales como espectroscópicas deben estar relativamente cerca de la Tierra.
Una estrella binaria eclipsante es un sistema estelar binario en el que el plano orbital de las dos estrellas se encuentra tan cerca de la línea de visión del observador que los componentes experimentan eclipses mutuos . [20] En el caso en que el binario también sea un binario espectroscópico y se conozca la paralaje del sistema, el binario es bastante valioso para el análisis estelar. Algol , un sistema estelar triple en la constelación de Perseo , contiene el ejemplo más conocido de un binario eclipsante.
Las binarias eclipsantes son estrellas variables, no porque varíe la luz de los componentes individuales, 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 por delante de 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 qué estrella se esté ocultando, y si también ocurre un segundo eclipse poco profundo, se denomina eclipse secundario. La magnitud de las caídas de brillo depende del brillo relativo de las dos estrellas, la proporción de la estrella ocultada que está oculta y el brillo superficial (es decir, la temperatura efectiva ) de las estrellas. Normalmente, la ocultación de la estrella más caliente causa el eclipse primario. [20]
El período orbital de un sistema binario eclipsante 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 cuán rápido cambia el brillo a medida que el disco de la estrella más cercana se desliza sobre el disco de la otra estrella. [20] Si también es un sistema 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 en este caso se pueden determinar las densidades relativas de las estrellas. [21]
Desde aproximadamente 1995, la medición de los parámetros fundamentales de las binarias eclipsantes extragalácticas se ha vuelto posible con telescopios de la clase de 8 metros. 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 . [22] Para 2006, se habían utilizado para proporcionar estimaciones directas de la distancia a la LMC , la 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%. [23]
Las binarias cercanas que no eclipsan también pueden detectarse fotométricamente observando cómo las estrellas se afectan entre sí de tres maneras. La primera es observando la luz adicional que las estrellas reflejan de su compañera. La segunda es observando las variaciones de luz elipsoidales que son causadas por la deformación de la forma de la estrella por sus compañeras. El tercer método es observar cómo la radiación relativista afecta la magnitud aparente de las estrellas. Detectar binarias con estos métodos requiere una fotometría precisa . [24]
Los astrónomos han descubierto algunas estrellas que aparentemente orbitan alrededor de un espacio vacío. Las binarias astrométricas son estrellas relativamente cercanas que pueden verse tambaleándose alrededor de un punto en el espacio, sin una compañera visible. Las mismas matemáticas utilizadas para las binarias ordinarias se pueden aplicar para inferir la masa de la compañera faltante. La compañera podría ser muy tenue, de modo que actualmente sea indetectable o esté enmascarada por el resplandor de su estrella primaria, o podría ser un objeto que emita poca o ninguna radiación electromagnética , por ejemplo, una estrella de neutrones . [25]
La posición de la estrella visible se mide cuidadosamente y se detecta que varía debido a la influencia gravitatoria 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 en la posición. Por lo general, este tipo de medición solo se puede realizar en estrellas cercanas, como las que se encuentran a 10 parsecs . Las estrellas cercanas a menudo tienen un movimiento propio relativamente alto , por lo que las binarias astrométricas parecerán seguir una trayectoria tambaleante a través del cielo.
Si la estrella compañera es lo suficientemente masiva como para provocar 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 estrella compañera y su período orbital. [26] Aunque la estrella compañera no sea visible, las características del sistema se pueden determinar a partir de las observaciones utilizando las leyes de Kepler . [27]
Este método de detección de sistemas binarios también se utiliza para localizar planetas extrasolares que orbitan alrededor de una estrella. Sin embargo, los requisitos para realizar esta medición son muy exigentes, debido a la gran diferencia en la relación de masas y al período 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 de desenfoque de la atmósfera terrestre , lo que da como resultado una resolución más precisa.
Otra clasificación se basa en la distancia entre las estrellas, en relación con sus tamaños: [28]
Las binarias desprendidas son estrellas binarias en las que cada componente se encuentra dentro de su lóbulo de Roche , es decir, el área donde la atracción gravitatoria de la propia estrella es mayor que la del otro componente. Mientras están en la secuencia principal, las estrellas no tienen un efecto importante entre sí y, esencialmente, evolucionan por separado. La mayoría de las binarias pertenecen a esta clase.
Las estrellas binarias semidesprendidas son estrellas binarias en las que uno de los componentes llena el lóbulo de Roche de la estrella binaria y el otro no. En esta estrella binaria en interacción , el gas de la superficie del componente que llena el lóbulo de Roche (donante) se transfiere a la otra estrella que está en proceso de acreción. La transferencia de masa domina la evolución del sistema. En muchos casos, el gas entrante forma un disco de acreción alrededor del acretor.
Una binaria de contacto es un tipo de estrella binaria en la que ambos componentes de la binaria 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 llegar a fusionarse . [29] W Ursae Majoris es un ejemplo.
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 , lo que hace que el gas se caliente y emita radiación. Las estrellas variables cataclísmicas , donde el objeto compacto es una enana blanca, son ejemplos de tales sistemas. [30] En los sistemas binarios de rayos X , el objeto compacto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro . Estos sistemas binarios se clasifican como de baja o alta masa según la masa de la estrella donante. Los sistemas binarios de rayos X de alta masa contienen una estrella donante joven, de tipo temprano y de alta masa que transfiere masa por su viento estelar , mientras que los sistemas binarios de rayos X de baja masa son sistemas binarios semidesprendidos en los que el gas de una estrella donante de tipo tardío o una enana blanca desborda el lóbulo de Roche y cae hacia la estrella de neutrones o el agujero negro. [31] Probablemente el ejemplo más conocido de un sistema binario de rayos X es el sistema binario de rayos X de alta masa Cygnus X-1 . En Cygnus X-1, se estima que la masa del compañero invisible es aproximadamente nueve veces la del Sol, [32] superando ampliamente el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para la masa teórica máxima de una estrella de neutrones. Por lo tanto, se cree que es un agujero negro; fue el primer objeto para el que se creyó ampliamente esto. [33]
Los períodos orbitales pueden ser inferiores a una hora (para 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).
El mecanismo de Applegate explica las variaciones a largo plazo del período orbital observadas en ciertas binarias 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 (normalmente del orden de ∆P/P ~ 10 −5 ) en la misma escala de tiempo que los ciclos de actividad (normalmente del orden de décadas). [34]
Otro fenómeno observado en algunas binarias de Algol ha sido el aumento monótono de los períodos. Esto es bastante distinto de las observaciones mucho más comunes de aumentos y disminuciones alternas de los períodos explicadas por el mecanismo de Applegate. Los aumentos monótonos de los períodos se han atribuido a la transferencia de masa, normalmente (pero no siempre) de la estrella menos masiva a la más masiva [35].
Los componentes de las estrellas binarias se denotan por los sufijos A y B añadidos 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 consiste en las estrellas α Centauri A y α Centauri B). Se pueden usar letras adicionales, como C , D , etc., para sistemas con más de dos estrellas. [36] En los casos en que la estrella binaria tiene una designación de Bayer y está ampliamente separada, es posible que los miembros del par se designen con superíndices; un ejemplo es Zeta Reticuli , cuyos componentes son ζ 1 Reticuli y ζ 2 Reticuli. [37]
Las estrellas dobles también se designan con una abreviatura que indica el descubridor junto con un número de índice. [38] α Centauri, por ejemplo, fue encontrada doble por el Padre Richaud en 1689, y por eso se designa RHD 1. [ 1] [39] Estos códigos de descubridor se pueden encontrar en el Catálogo de Estrellas Dobles de Washington . [40]
La estrella secundaria en un sistema estelar binario puede designarse como compañera caliente o compañera fría , dependiendo de su temperatura relativa a la estrella primaria.
Ejemplos:
Si bien no es imposible que algunos sistemas binarios puedan crearse a través de la captura gravitacional entre dos estrellas individuales, dada la muy baja probabilidad de que se produzca un evento de este tipo (en realidad se requieren tres objetos, ya que la conservación de la energía descarta que un solo cuerpo gravitacional capture a otro) y la gran cantidad de sistemas binarios que existen actualmente, este no puede ser el proceso de formación primario. La observación de sistemas binarios que consisten en estrellas que aún no están en la secuencia principal respalda la teoría de que los sistemas binarios 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 binario o de estrellas múltiples. [47] [48]
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.
A medida que 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. [49] El resultado es que la materia se transferirá de una estrella a otra a través de un proceso conocido como desbordamiento del lóbulo de Roche (RLOF), ya sea siendo absorbida por impacto directo o a través de un disco de acreción . El punto matemático a través del cual ocurre esta transferencia se llama primer punto de Lagrangian . [50] No es raro que el disco de acreción sea el elemento más brillante (y, por lo tanto, a veces el único visible) de una estrella binaria.
Si una estrella crece fuera de su lóbulo de Roche demasiado rápido para que toda la materia abundante se transfiera al otro componente, también es posible que la materia abandone el sistema a través de otros puntos de Lagrange o como viento estelar , perdiéndose así efectivamente para ambos componentes. [51] Dado que la evolución de una estrella está determinada por su masa, el proceso influye en la evolución de ambas compañeras y crea etapas que no pueden ser alcanzadas por estrellas individuales. [52] [53] [54]
Los estudios de la estrella ternaria eclipsante Algol condujeron 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 menos masivo Algol B 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 una 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 sistemas binarios similares a Algol, de hecho se puede ver un flujo de gas. [55]
También es posible que sistemas binarios muy separados pierdan contacto gravitacional entre sí durante su vida, como resultado de perturbaciones externas. Los componentes luego avanzarán y evolucionarán como estrellas individuales. Un encuentro cercano entre dos sistemas binarios también puede resultar en la disrupción gravitacional de ambos sistemas, con algunas de las estrellas siendo expulsadas a altas velocidades, lo que lleva a estrellas fugitivas . [56]
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 atrae material adicional. La enana blanca consiste en materia degenerada y, por lo tanto, en gran medida no responde al calor, mientras que el hidrógeno acumulado no lo hace. La fusión de hidrógeno puede ocurrir de manera estable en la superficie a través del ciclo 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 . [57]
En casos extremos, este evento puede hacer que la enana blanca supere el límite de Chandrasekhar y desencadene una supernova que destruya toda la estrella, otra posible causa de las fugas de control. [58] [59] Un ejemplo de tal evento es la supernova SN 1572 , que fue observada por Tycho Brahe . El telescopio espacial Hubble recientemente [ ¿cuándo? ] tomó una fotografía de los restos de este evento.
Los sistemas binarios son el mejor método para que los astrónomos determinen la masa de una estrella distante. La atracción gravitatoria entre ellos hace que orbiten alrededor de su centro de masas común. A partir del patrón orbital de un sistema binario visual, o de la variación temporal del espectro de un sistema binario espectroscópico, se puede determinar la masa de sus estrellas, por ejemplo 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 sistemas no binarios.
Dado que una gran proporción de estrellas se encuentran en sistemas binarios, estos sistemas son particularmente importantes para comprender los procesos de formación de las estrellas. En particular, el período y las masas de los sistemas binarios nos indican la cantidad de momento angular del sistema. Como se trata de una cantidad que se conserva en física, los sistemas binarios nos dan pistas importantes sobre las condiciones en las que se formaron las estrellas.
En un caso binario simple, la distancia r 1 desde el centro de la primera estrella hasta el centro de masa o baricentro está dada por
dónde
Si a se toma como el semieje mayor de la órbita de un cuerpo alrededor del otro, entonces r 1 es el semieje mayor de la órbita del primer cuerpo alrededor del centro de masa o baricentro , y r 2 = a − r 1 es el semieje mayor de la órbita del segundo cuerpo. Cuando el centro de masa se encuentra dentro del cuerpo más masivo, ese cuerpo parece tambalearse en lugar de seguir una órbita discernible.
La cruz roja marca el centro de masas del sistema. Estas imágenes no representan ningún sistema real específico.
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. [61] La frecuencia de multiplicidad general de las estrellas ordinarias es una función monótonamente creciente de la masa estelar . Es decir, la probabilidad de estar en un sistema binario o multiestelar aumenta de manera constante a medida que aumentan las masas de los componentes. [60]
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 prácticamente están en contacto entre sí, hasta pares tan distantes que su conexión está indicada solo por su movimiento propio común a través del espacio. Entre los sistemas estelares binarios ligados gravitacionalmente, existe una denominada distribución normal logarítmica de períodos, y la mayoría de estos sistemas orbitan con un período de aproximadamente 100 años. Esto respalda la teoría de que los sistemas binarios se forman durante la formación de estrellas . [62]
En los pares en los que las dos estrellas tienen el mismo brillo , también son del mismo tipo espectral . En los sistemas en los que 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 . [63]
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 gravitatorias , esto sólo puede hacerse en sistemas 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 que se haya determinado la órbita y la paralaje estelar del sistema, la masa combinada de las dos estrellas puede obtenerse mediante una aplicación directa de la ley armónica de Kepler . [64]
Desafortunadamente, es imposible obtener la órbita completa de un sistema binario espectroscópico a menos que también sea un sistema binario visual o eclipsante, por lo que a partir de estos objetos solo es posible determinar el producto conjunto de la masa por el seno del ángulo de inclinación con respecto a la línea de visión. En el caso de sistemas 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.
Aunque se ha descubierto que varios sistemas binarios de estrellas albergan planetas extrasolares , estos sistemas son comparativamente raros en comparación con los sistemas de una sola estrella. Las observaciones realizadas con el telescopio espacial Kepler han demostrado que la mayoría de las estrellas individuales del mismo tipo que el Sol tienen muchos planetas, pero solo un tercio de las estrellas binarias los tienen. Según simulaciones teóricas, [65] incluso las estrellas binarias muy separadas a menudo alteran 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 puede en realidad mejorar la tasa de formación de planetas dentro de las zonas orbitales estables al "remover" el disco protoplanetario, lo que aumenta la tasa de acreción de los protoplanetas en su interior. [66]
La detección de planetas en sistemas estelares múltiples introduce dificultades técnicas adicionales, lo que puede explicar por qué rara vez se encuentran. [67] Los ejemplos incluyen el binario enana blanca - púlsar PSR B1620-26 , el binario subgigante - enana roja Gamma Cephei y el binario enana blanca - enana roja NN Serpentis , entre otros. [68]
Un estudio de catorce sistemas planetarios conocidos anteriormente determinó que tres de ellos eran sistemas binarios. Todos los planetas se encontraban 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 había sido detectada anteriormente. Este descubrimiento dio lugar a un nuevo cálculo de los parámetros tanto del planeta como de la estrella primaria. [69]
La ciencia ficción ha presentado a menudo planetas de estrellas binarias o ternarias como escenario, por ejemplo, Tatooine de George Lucas en La guerra de las galaxias , 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 relativamente rápido, siendo expulsado del sistema por completo o transferido a un rango orbital más interior o exterior), mientras que otras órbitas presentan serios desafíos para las biosferas eventuales debido a las probables variaciones extremas en la temperatura de la superficie durante diferentes partes de la órbita. Se dice que los planetas que orbitan solo 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 el 50-60% de los sistemas binarios son capaces de soportar planetas terrestres habitables dentro de rangos orbitales estables. [66]
La gran distancia entre los componentes, así como su diferencia de color, hacen de Albireo uno de los sistemas binarios visuales más fáciles de observar. El miembro más brillante, que es la tercera estrella más brillante en la constelación de Cygnus , es en realidad un sistema binario cercano. También en la constelación de Cygnus se encuentra Cygnus X-1 , una fuente de rayos X considerada un agujero negro . Es un sistema binario de rayos X de alta masa , con la contraparte óptica siendo una estrella variable . [70] Sirio es otro sistema binario y la estrella más brillante en el cielo nocturno, con una magnitud aparente visual de −1,46. Está ubicada en la constelación de Canis Major . En 1844, Friedrich Bessel dedujo que Sirio era un sistema binario. En 1862, Alvan Graham Clark descubrió la compañera (Sirio B; la estrella visible es Sirio A). En 1915, los astrónomos del Observatorio del Monte 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 mi) de diámetro, con una masa que es el 98% de la del Sol. [71]
Un ejemplo de sistema 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 se produjo entre 2009 y 2011, y se espera que las extensas observaciones que probablemente se realicen puedan aportar más información sobre la naturaleza de este sistema. Otro sistema binario eclipsante es Beta Lyrae , que es un sistema estelar binario semidesprendido en la constelación de Lyra .
Otros sistemas binarios interesantes incluyen 61 Cygni (un sistema binario en la constelación de Cygnus , compuesto de dos estrellas de la 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 de Canis Minor y la octava estrella más brillante en el cielo nocturno, que es un sistema binario que consiste en la estrella principal con una débil compañera enana blanca ), SS Lacertae (un sistema binario eclipsante que dejó de eclipsar), V907 Sco (un sistema binario eclipsante que se detuvo, reinició y luego se detuvo nuevamente), BG Geminorum (un sistema binario eclipsante que se cree que contiene un agujero negro con una estrella K0 en órbita alrededor de él), y 2MASS J18082002−5104378 (un sistema binario en el " disco delgado " de la Vía Láctea , y que contiene una de las estrellas más antiguas conocidas). [72]
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-ghūl ), que probablemente se le dio debido a su comportamiento peculiar. Otro ternario visible es Alpha Centauri , en la constelación austral de Centaurus , que contiene la tercera estrella más brillante del cielo nocturno, con una magnitud visual aparente de −0,01. Este sistema también subraya el hecho de que ninguna búsqueda de planetas habitables está completa si se descartan los binarios. Alpha Centauri A y B tienen una distancia de 11 UA en el punto de aproximación más cercano, y ambos deberían tener zonas habitables estables. [73]
También hay ejemplos de sistemas más allá de los ternarios: Castor es un sistema estelar séxtuple, que es la segunda estrella más brillante en la constelación de Géminis y una de las estrellas más brillantes en el cielo nocturno. Astronómicamente, Castor fue descubierto como 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 que comprenden Mizar y dos que comprenden Alcor. QZ Carinae es un sistema estelar múltiple complejo formado por al menos nueve estrellas individuales. [74]
