En astronomía observacional , una estrella doble o doble visual es un par de estrellas que aparecen cercanas una de la otra cuando se las observa desde la Tierra , especialmente con la ayuda de telescopios ópticos .
Esto ocurre porque el par forma una estrella binaria (es decir, un sistema binario de estrellas en órbita mutua , unidas gravitacionalmente entre sí) o es un doble óptico , una alineación aleatoria de línea de visión de dos estrellas a diferentes distancias del observador. [1] [2] Las estrellas binarias son importantes para los astrónomos estelares ya que el conocimiento de sus movimientos permite el cálculo directo de la masa estelar y otros parámetros estelares. El único caso (posible) de "estrella binaria" cuyos dos componentes son visibles por separado a simple vista es el caso de Mizar y Alcor (aunque en realidad son un sistema de estrellas múltiples), pero no se sabe con certeza si Mizar y Alcor están unidas gravitacionalmente. [3]
Desde principios de la década de 1780, tanto los observadores profesionales como los aficionados de estrellas dobles han medido telescópicamente las distancias y los ángulos entre estrellas dobles para determinar los movimientos relativos de los pares. [4] Si el movimiento relativo de un par determina un arco curvo de una órbita , o si el movimiento relativo es pequeño en comparación con el movimiento propio común de ambas estrellas, se puede concluir que el par está en órbita mutua como una estrella binaria. De lo contrario, el par es óptico. [2] Las estrellas múltiples también se estudian de esta manera, aunque la dinámica de los sistemas estelares múltiples es más compleja que la de las estrellas binarias.
Los siguientes son tres tipos de estrellas emparejadas:
Las mejoras en los telescopios pueden convertir sistemas binarios previamente no visuales en sistemas binarios visuales, como ocurrió con Polaris A en 2006. [5] Es solo la incapacidad de observar telescópicamente dos estrellas separadas lo que distingue a los sistemas binarios no visuales de los visuales.
Benedetto Castelli y Galileo observaron que Mizar , en la Osa Mayor , era doble . [6] Pronto se identificaron otras estrellas dobles: Robert Hooke descubrió uno de los primeros sistemas de estrellas dobles, Gamma Arietis , en 1664, [7] mientras que Fontenay descubrió que la brillante estrella austral Acrux , en la Cruz del Sur , era doble en 1685. [1] Desde entonces, la búsqueda se ha llevado a cabo exhaustivamente y se ha examinado todo el cielo en busca de estrellas dobles hasta una magnitud aparente límite de aproximadamente 9,0. [8] Se sabe que al menos 1 de cada 18 estrellas más brillantes que la magnitud 9,0 en la mitad norte del cielo son estrellas dobles visibles con un telescopio de 36 pulgadas (910 mm) . [9]
Las categorías no relacionadas de dobles ópticos y sistemas binarios verdaderos se agrupan por razones históricas y prácticas. Cuando se descubrió que Mizar era un sistema binario, fue bastante difícil determinar si una estrella doble era un sistema binario o solo un doble óptico. Los telescopios mejorados, la espectroscopia [10] y la fotografía son las herramientas básicas utilizadas para hacer la distinción. Después de determinar que era un sistema binario visual, se descubrió que los componentes de Mizar eran sistemas binarios espectroscópicos. [11]
La observación de estrellas dobles visuales mediante medición visual proporcionará la separación , o distancia angular, entre las dos estrellas componentes en el cielo y el ángulo de posición . El ángulo de posición especifica la dirección en la que están separadas las estrellas y se define como el rumbo desde el componente más brillante al más débil, donde el norte es 0°. [13] Estas mediciones se denominan medidas . En las medidas de una binaria visual, el ángulo de posición cambiará progresivamente y la separación entre las dos estrellas oscilará entre valores máximos y mínimos. Trazar las medidas en el plano producirá una elipse. Esta es la órbita aparente , la proyección de la órbita de las dos estrellas sobre la esfera celeste; la órbita verdadera se puede calcular a partir de ella. [14] Aunque se espera que la mayoría de las dobles visuales catalogadas sean binarias visuales, [15] se han calculado órbitas para solo unos pocos miles de las más de 100.000 estrellas dobles visuales conocidas. [16] [17]
La confirmación de que una estrella doble visual es una estrella binaria se puede lograr observando el movimiento relativo de los componentes. Si el movimiento es parte de una órbita , o si las estrellas tienen velocidades radiales similares o la diferencia en sus movimientos propios es pequeña en comparación con su movimiento propio común, es probable que la pareja sea física. Cuando se observan durante un corto período de tiempo, los componentes tanto de las dobles ópticas como de las binarias visuales de largo período parecerán moverse en línea recta; por esta razón, puede ser difícil distinguir entre estas dos posibilidades. [18]
Algunas estrellas dobles brillantes y visibles tienen una designación Bayer . En este caso, los componentes pueden estar indicados por superíndices. Un ejemplo de esto es α Crucis (Acrux), cuyos componentes son α 1 Crucis y α 2 Crucis. Dado que α 1 Crucis es una binaria espectroscópica , en realidad es una estrella múltiple. Los superíndices también se utilizan para distinguir pares de estrellas más distantes y físicamente no relacionadas con la misma designación Bayer, como α 1,2 Capricorni , ξ 1,2 Centauri y ξ 1,2 Sagittarii . Estos pares ópticos se pueden distinguir a simple vista.
Aparte de estos pares, los componentes de una estrella doble se denotan generalmente con las letras A (para la estrella primaria más brillante) y B (para la estrella secundaria más débil ) añadidas a la designación, de cualquier tipo, de la estrella doble. Por ejemplo, los componentes de α Canis Majoris (Sirio) son α Canis Majoris A y α Canis Majoris B (Sirio A y Sirio B); los componentes de 44 Boötis son 44 Boötis A y 44 Boötis B; los componentes de ADS 16402 son ADS 16402A y ADS 16402B; y así sucesivamente. Las letras AB pueden usarse juntas para designar el par. En el caso de estrellas múltiples, las letras C, D, etc. pueden usarse para denotar componentes adicionales, a menudo en orden de separación creciente de la estrella más brillante, A. [19]
Los dobles visuales también se designan mediante una abreviatura del nombre de su descubridor seguido de un número de catálogo exclusivo de ese observador. Por ejemplo, el par α Centauri AB fue descubierto por el padre Richaud en 1689, por lo que se lo designa RHD 1. [ 1] [21] Otros ejemplos incluyen Δ65, el 65.º doble descubierto por James Dunlop , y Σ2451, descubierto por FGW Struve .
El Catálogo de estrellas dobles de Washington , una gran base de datos de estrellas dobles y múltiples, contiene más de 100.000 entradas, [16] cada una de las cuales proporciona medidas para la separación de dos componentes. Cada estrella doble forma una entrada en el catálogo; las estrellas múltiples con n componentes se representarán mediante entradas en el catálogo para n −1 pares, cada una de las cuales proporciona la separación de un componente de la estrella múltiple de otro. Se utilizan códigos como AC para indicar qué componentes se están midiendo; en este caso, el componente C en relación con el componente A. Esto se puede modificar a una forma como AB-D para indicar la separación de un componente de un par cercano de componentes (en este caso, el componente D en relación con el par AB). También se pueden utilizar códigos como Aa para indicar un componente que se está midiendo en relación con otro componente, A en este caso. [22] También se enumeran las designaciones de los descubridores; Sin embargo, las abreviaturas tradicionales de los descubridores, como Δ y Σ, se han codificado en una cadena de letras romanas mayúsculas, de modo que, por ejemplo, Δ65 se ha convertido en DUN 65 y Σ2451 se ha convertido en STF 2451. En la tabla adyacente se muestran más ejemplos de esto. [20] [23]
