Una estrella binaria o un sistema estelar binario es un sistema de dos estrellas que están unidas gravitacionalmente y en órbita 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 usando un telescopio como estrellas separadas, en cuyo caso se llaman 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 estelares binarios están lo suficientemente cerca, pueden distorsionar gravitacionalmente sus atmósferas estelares exteriores mutuas. En algunos casos, estos sistemas binarios cercanos pueden intercambiar masa, lo que puede llevar su evolución a etapas que las estrellas individuales no pueden alcanzar. Ejemplos de binarios son Sirius y Cygnus X-1 (siendo Cygnus X-1 un conocido agujero negro ). Las estrellas binarias también son comunes como núcleos de muchas nebulosas planetarias y son las progenitoras tanto de novas como de supernovas de tipo Ia .
Desde la invención del telescopio se han observado estrellas dobles, un par de estrellas que aparecen cercanas entre sí . Los primeros ejemplos incluyen Mizar y Acrux . Mizar, en la Osa Mayor ( Osa Mayor ), fue observado doble por Giovanni Battista Riccioli en 1650 [1] [2] (y probablemente antes por Benedetto Castelli y Galileo ). [3] La brillante estrella del sur Acrux , en la Cruz del Sur , fue descubierta como doble por el padre Fontenay en 1685. [1]
La evidencia de que las estrellas en pares eran más que meras alineaciones ópticas llegó en 1767, cuando el filósofo natural y clérigo inglés John Michell se convirtió en la primera persona en aplicar las matemáticas de la estadística al estudio de las estrellas, demostrando en un artículo que muchas más estrellas se encuentran en pares. o grupos que una distribución perfectamente aleatoria y un alineamiento aleatorio podrían explicar. Centró su investigación en el cúmulo de las Pléyades y calculó que la probabilidad de encontrar un grupo de estrellas tan cercano era aproximadamente de una entre medio millón. Llegó a la conclusión de que las estrellas de estos sistemas estelares dobles o múltiples podrían verse atraídas entre sí por la atracción gravitacional, 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 alrededor del Sol (medir su paralaje ), lo que le permitiría calcular la distancia a la estrella cercana. estrella. Pronto publicaría catálogos de unas 700 estrellas dobles. [5] [6] En 1803, había observado cambios en las posiciones relativas en 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. En junio de 2017, el Washington Double Star Catalog , una base de datos de estrellas dobles visuales compilada por el Observatorio Naval de los Estados Unidos , contiene más de 100.000 pares de estrellas dobles, [9] incluidas dobles ópticas y estrellas binarias. Sólo se conocen las órbitas de 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 realmente estuvieran situadas muy cerca una de la otra y al mismo tiempo lo suficientemente aisladas como para no verse 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 hacia el otro. Esto debería llamarse una verdadera estrella doble; y dos estrellas cualesquiera que estén así mutuamente conectadas forman el sistema sideral binario que vamos a considerar ahora.
Según la definición moderna, el término estrella binaria generalmente se restringe a pares de estrellas que giran alrededor de un centro de masa común. Las estrellas binarias que pueden resolverse con un telescopio o métodos interferométricos se conocen como binarias visuales . [13] [14] Para la mayoría de las estrellas binarias visuales conocidas aún no se ha observado una revolución completa; más bien, se observa que han viajado a lo largo de una trayectoria curva o un arco parcial. [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 además del 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. Estos últimos se denominan dobles ópticos o pares ópticos . [dieciséis]
Las estrellas binarias se clasifican en cuatro tipos según la forma en que se observan: visualmente, por observación; espectroscópicamente , por cambios periódicos en las líneas espectrales ; fotométricamente , por cambios de brillo provocados por un eclipse; o astrométricamente , midiendo una desviación en la posición de una estrella provocada por una compañera invisible. [13] [17] Cualquier estrella binaria puede pertenecer a varias de estas clases; por ejemplo, varias binarias espectroscópicas también son binarias eclipsantes.
Una estrella binaria visual es una estrella binaria cuya separación angular entre los dos componentes es lo suficientemente grande como para permitir su observación 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 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 binarias visuales. El brillo relativo de las dos estrellas también es un factor importante, ya que el resplandor de una estrella brillante puede dificultar la detección de la presencia de un componente más débil.
La estrella más brillante de una binaria visual es la estrella primaria y la más tenue se considera la secundaria. En algunas publicaciones (especialmente las más antiguas), un débil secundario se llama come ( plural comites ; compañero). Si las estrellas tienen el mismo brillo, normalmente se acepta la designación de descubridor para la primaria. [18]
Se mide el ángulo de posición de la secundaria 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 respecto de 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 sólo puede expresarse en unidades angulares a menos que se conozca el paralaje estelar y, por tanto, la distancia del sistema. [14]
A veces, la única evidencia de una estrella binaria proviene del efecto Doppler sobre la luz emitida. En estos casos, la binaria consta de un par de estrellas donde las líneas espectrales de la luz emitida por cada estrella se desplazan primero hacia el azul y luego hacia el rojo, a medida que cada una se acerca primero a nosotros y luego se aleja de nosotros durante su movimiento. sobre su centro de masa común , con el período de su órbita común.
En estos sistemas, la separación entre las estrellas suele ser muy pequeña y la velocidad orbital muy alta. A menos que el plano de la órbita sea perpendicular a la línea de visión, las velocidades orbitales 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 ellos no pueden resolverse como un binario visual, ni siquiera con telescopios del mayor poder de resolución existente .
En algunas binarias espectroscópicas, las líneas espectrales de ambas estrellas son visibles y las líneas son alternativamente dobles y simples. Este sistema se conoce como binario espectroscópico de doble línea (a menudo denominado "SB2"). En otros sistemas, sólo se ve el espectro de una de las estrellas, y las líneas del espectro cambian periódicamente hacia el azul, luego hacia el rojo y viceversa. Estas estrellas se conocen como binarias espectroscópicas de una sola línea ("SB1").
La órbita de un sistema binario espectroscópico se determina realizando 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 a partir de la curva resultante se determina un período. Si la órbita es circular , entonces la curva es 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 referencia a la línea de visión.
Es imposible determinar individualmente el semieje mayor a y la inclinación del plano orbital 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 pueden determinarse 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 binarias tanto visuales como espectroscópicas son raras y son una valiosa fuente de información cuando se encuentran. Se conocen unos 40. Las estrellas binarias visuales suelen tener grandes separaciones verdaderas, con períodos medidos en décadas o siglos; en consecuencia, suelen tener velocidades orbitales demasiado pequeñas para medirlas espectroscópicamente. Por el contrario, las estrellas binarias espectroscópicas se mueven rápidamente en sus órbitas porque están muy juntas, normalmente demasiado cerca para ser detectadas como binarias visuales. Por lo tanto, los binarios que son tanto visuales como espectroscópicos 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 las componentes sufren eclipses mutuos . [20] En el caso de que el binario sea también un binario espectroscópico y se conozca el paralaje del sistema, el binario es bastante valioso para el análisis estelar. Algol , un sistema estelar triple en la constelación de Perseo , contiene el ejemplo más conocido de binaria eclipsante.
Las binarias eclipsantes son estrellas variables, no porque la luz de sus componentes individuales varíe sino debido a los eclipses. La curva de luz de una binaria eclipsante se caracteriza por períodos de luz prácticamente constante, con caídas periódicas de intensidad cuando una estrella pasa por delante de la otra. El brillo puede caer dos veces durante la órbita, una vez cuando el secundario pasa por delante del primario y otra cuando el primario pasa por delante del secundario. El más profundo de los dos eclipses se llama primario independientemente de qué estrella se esté ocultando, y si también ocurre un segundo eclipse superficial, se llama eclipse secundario. El tamaño de las caídas de brillo depende del brillo relativo de las dos estrellas, la proporción de la estrella oculta que está oculta y el brillo de la superficie (es decir, la temperatura efectiva ) de las estrellas. Normalmente, la ocultación de la estrella más caliente provoca el eclipse primario. [20]
El período de órbita de una binaria eclipsante se puede determinar a partir del estudio de su curva de luz , y los tamaños relativos de las estrellas individuales se pueden determinar en términos del radio de la órbita, observando qué tan rápido cambia el brillo a medida que el disco de la más cercana estrella se desliza sobre el disco de la otra estrella. [20] Si además se trata de una binaria espectroscópica, también se pueden determinar los elementos orbitales y la masa de las estrellas se puede determinar con relativa facilidad, es decir, 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 ha sido posible con telescopios de 8 metros. Esto hace posible utilizarlas para medir directamente las distancias a galaxias externas, un proceso que es más preciso que utilizar velas estándar . [22] En 2006, se habían utilizado para dar estimaciones directas de distancias a LMC , SMC , Andrómeda Galaxy y Triangulum Galaxy . Las binarias eclipsantes ofrecen un método directo para medir la distancia a las galaxias con un nivel de precisión mejorado del 5%. [23]
Las binarias cercanas no eclipsantes también se pueden detectar fotométricamente observando cómo las estrellas se afectan entre sí de tres maneras. La primera es observando la luz extra que las estrellas reflejan de su compañera. En segundo lugar, observando variaciones de luz elipsoidales causadas por la deformación de la forma de la estrella por parte de sus compañeras. El tercer método consiste en observar cómo la radiación relativista afecta la magnitud aparente de las estrellas. La detección de binarios con estos métodos requiere una fotometría precisa . [24]
Los astrónomos han descubierto algunas estrellas que aparentemente orbitan alrededor de un espacio vacío. Las binarias astrométricas son estrellas relativamente cercanas que se pueden ver tambaleándose alrededor de un punto en el espacio, sin ninguna compañera visible. Se pueden aplicar las mismas matemáticas utilizadas para los binarios ordinarios para inferir la masa del compañero desaparecido. La compañera podría ser muy tenue, de modo que actualmente sea indetectable o esté enmascarada por el resplandor de su 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 gravitacional de su contraparte. La posición de la estrella se mide repetidamente en relación con estrellas más distantes y luego se verifica si hay cambios periódicos de posición. Normalmente, este tipo de medición sólo se puede realizar en estrellas cercanas, como aquellas que se encuentran a una distancia de 10 parsecs . Las estrellas cercanas suelen tener un movimiento propio relativamente alto , por lo que las binarias astrométricas parecerán seguir un camino tambaleante a través del cielo.
Si la 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 compañera y su período orbital. [26] Aunque el compañero no es visible, las características del sistema se pueden determinar a partir de las observaciones utilizando las leyes de Kepler . [27]
Este método de detección de 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 borroso 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 separadas son estrellas binarias en las que cada componente se encuentra 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. Mientras que en la secuencia principal las estrellas no tienen un efecto importante entre sí y esencialmente evolucionan por separado. La mayoría de los binarios pertenecen a esta clase.
Las estrellas binarias adosadas son estrellas binarias en las que uno de los componentes llena el lóbulo de Roche de la estrella binaria y el otro no. El gas de la superficie del componente que llena el lóbulo de Roche (donante) se transfiere a la otra estrella en 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 eventualmente 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 acumularse sobre el objeto compacto. Esto libera energía potencial gravitacional , lo que hace que el gas se caliente y emita radiación. Las estrellas variables cataclísmicas , donde el objeto compacto es una enana blanca, son ejemplos de tales sistemas. [30] En las binarias de rayos X , el objeto compacto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro . Estas binarias se clasifican como de baja masa o de alta masa según la masa de la estrella donante. Las binarias de rayos X de alta masa contienen una estrella donante joven, de tipo temprano y de gran masa que transfiere masa mediante su viento estelar , mientras que las binarias de rayos X de baja masa son binarias adosadas en las que el gas de una estrella donante de tipo tardío o una enana blanca desborda el lóbulo de Roche y cae hacia la estrella de neutrones o agujero negro. [31] Probablemente el ejemplo más conocido de un binario de rayos X es el binario de rayos X de gran masa Cygnus X-1 . En Cygnus X-1, se estima que la masa de su compañera invisible es aproximadamente nueve veces mayor que la del Sol, [32] superando con creces el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para la masa teórica máxima de una estrella de neutrones. Por tanto, se cree que se trata de un agujero negro; fue el primer objeto en el que se creyó esto ampliamente. [33]
Los períodos orbitales pueden ser inferiores a 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).
El mecanismo de Applegate explica las variaciones del período orbital a largo plazo 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 (típicamente del orden de ∆P/P ~ 10 −5 ) en la misma escala de tiempo que los ciclos de actividad (típicamente en del orden de décadas). [34]
Otro fenómeno observado en algunos binarios de Algol ha sido el aumento monótono del período. Esto es bastante distinto de las observaciones mucho más comunes de aumentos y disminuciones de períodos alternos explicadas por el mecanismo de Applegate. Los aumentos del período monótono se han atribuido a la transferencia de masa, generalmente (pero no siempre) de la estrella menos masiva a la más masiva [35]
Los componentes de las estrellas binarias se indican con los sufijos A y B añadidos a la designación del sistema, A indica la primaria y B la secundaria. El sufijo AB se puede usar para indicar el par (por ejemplo, la estrella binaria α Centauri AB consta de las estrellas α Centauri A y α Centauri B). Se pueden usar letras adicionales, como C , D , etc., para sistemas con más de dos estrellas. [36] En los casos en que la estrella binaria tiene una designación de Bayer y está muy 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 mediante una abreviatura que indica al descubridor junto con un número índice. [38] El padre Richaud descubrió en 1689 que α Centauri, por ejemplo, era doble, por lo que se lo designa RHD 1 . [1] [39] Estos códigos de descubridor se pueden encontrar en el Catálogo Washington Double Star . [40]
Los componentes de un sistema estelar binario pueden designarse por sus temperaturas relativas como compañera caliente y compañera fría .
Ejemplos:
Si bien no es imposible que algunas binarias puedan ser creadas a través de la captura gravitacional entre dos estrellas individuales, dada la muy baja probabilidad de tal evento (en realidad se requieren tres objetos, ya que la conservación de la energía descarta que un solo cuerpo gravitante capture a otro) y la Dado el elevado número de binarios que existen actualmente, este no puede ser el proceso de formación primaria. La observación de binarias formadas por estrellas que aún no están en la secuencia principal respalda la teoría de que las binarias se desarrollan 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 estelar binario o múltiple. [48] [49]
El resultado del problema de los tres cuerpos , en el que las tres estrellas tienen 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 la secuencia principal aumenta de tamaño durante su evolución , en algún momento puede exceder su lóbulo de Roche , lo que significa que parte de su materia se aventura en una región donde la atracción gravitacional de su estrella compañera es mayor que la suya propia. [50] El resultado es que la materia se transferirá de una estrella a otra mediante un proceso conocido como desbordamiento del lóbulo de Roche (RLOF), ya sea absorbida por impacto directo o mediante un disco de acreción . El punto matemático por el que se produce esta transferencia se denomina primer punto lagrangiano . [51] 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 , por lo que efectivamente se perderá en ambos componentes. [52] 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 las estrellas individuales no pueden alcanzar. [53] [54] [55]
Los estudios del ternario 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 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 convirtió en subgigante, llenó su lóbulo de Roche y la mayor parte de la masa fue transferida a la otra estrella, que todavía está en la secuencia principal. En algunos binarios similares a Algol, se puede ver un flujo de gas. [56]
También es posible que binarios muy separados pierdan contacto gravitacional entre sí durante su vida, como resultado de perturbaciones externas. Luego, los componentes evolucionarán como estrellas individuales. Un encuentro cercano entre dos sistemas binarios también puede resultar en la alteración gravitacional de ambos sistemas, con algunas de las estrellas siendo expulsadas a altas velocidades, lo que lleva a estrellas fuera de control . [57]
Si una enana blanca tiene una estrella compañera cercana que sobrepasa su lóbulo de Roche , la enana blanca acumulará constantemente gases desde 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 está compuesta de materia degenerada y, por lo tanto, en gran medida no responde al calor, mientras que el hidrógeno acumulado no lo hace. La fusión del hidrógeno puede ocurrir de manera estable en la superficie a través del ciclo CNO , provocando que la enorme cantidad de energía liberada por este proceso expulse los gases restantes lejos de la superficie de la enana blanca. El resultado es un estallido de luz extremadamente brillante, conocido como nova . [58]
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 fugas. [59] [60] 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 binarios proporcionan el mejor método para que los astrónomos determinen la masa de una estrella distante. La atracción gravitacional entre ellos hace que orbiten alrededor de su centro de masa común. A partir del patrón orbital de una binaria visual, o de la variación temporal del espectro de una binaria espectroscópica, se puede determinar la masa de sus estrellas, por ejemplo con la función de masa binaria . De esta forma se puede encontrar la relación entre la apariencia de una estrella (temperatura y radio) y su masa, lo que permite determinar la masa de las no binarias.
Debido a que una gran proporción de estrellas existe en sistemas binarios, los binarios son particularmente importantes para nuestra comprensión de los procesos mediante los cuales se forman las estrellas. En particular, el período y las masas del binario nos informan sobre la cantidad de momento angular en el sistema. Como se trata de una cantidad conservada en física, las binarias nos dan pistas importantes sobre las condiciones bajo las cuales 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 viene dada por
dónde
Si se toma a 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. Eje de la órbita del segundo cuerpo. Cuando el centro de masa está ubicado dentro de un cuerpo más masivo, ese cuerpo parece tambalearse en lugar de seguir una órbita discernible.
La cruz roja marca el centro de masa 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. [62] 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 constantemente a medida que aumentan las masas de los componentes. [61]
Existe una correlación directa entre el período de revolución de una estrella binaria y la excentricidad de su órbita, siendo los sistemas de período corto los que tienen menor excentricidad. Se pueden encontrar estrellas binarias con cualquier separación imaginable, desde pares que orbitan tan cerca que están prácticamente en contacto entre sí, hasta pares tan distantes que su conexión está indicada sólo por su movimiento propio común a través del espacio. Entre los sistemas estelares binarios ligados gravitacionalmente existe la llamada distribución logarítmica normal 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 estelar . [63]
En pares donde las dos estrellas tienen el mismo brillo , también son del mismo tipo espectral . En sistemas donde los brillos son diferentes, la estrella más débil es más azul si la estrella más brillante es una estrella gigante , y más roja si la estrella más brillante pertenece a la secuencia principal . [64]
La masa de una estrella sólo puede determinarse directamente a partir de su atracción gravitacional. Aparte del Sol y las estrellas que actúan como lentes gravitacionales , esto sólo puede hacerse en sistemas estelares binarios y múltiples, lo que convierte a las estrellas binarias en una clase importante de estrellas. En el caso de una estrella binaria visual, una vez determinada la órbita y el paralaje estelar del sistema, la masa combinada de las dos estrellas puede obtenerse mediante una aplicación directa de la ley armónica de Kepler . [sesenta y cinco]
Desafortunadamente, es imposible obtener la órbita completa de un binario espectroscópico a menos que también sea un binario visual o eclipsante, por lo que a partir de estos objetos sólo se puede determinar el producto conjunto de la masa y el seno del ángulo de inclinación con respecto a la línea. de la vista es posible. En el caso de binarias eclipsantes que también son binarias espectroscópicas, es posible encontrar una solución completa para las especificaciones (masa, densidad , tamaño, luminosidad y forma aproximada) de ambos miembros del sistema.
Si bien se ha descubierto que varios sistemas estelares binarios albergan planetas extrasolares , dichos sistemas son comparativamente raros en comparación con los sistemas estelares individuales. Las observaciones realizadas por el telescopio espacial Kepler han demostrado que la mayoría de las estrellas individuales del mismo tipo que el Sol tienen muchos planetas, pero sólo un tercio de las estrellas binarias los tienen. Según simulaciones teóricas, [66] incluso las estrellas binarias muy separadas a menudo perturban 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 zonas orbitales estables al "agitar" el disco protoplanetario, aumentando la tasa de acreción de los protoplanetas en su interior. [67]
La detección de planetas en sistemas estelares múltiples introduce dificultades técnicas adicionales, lo que puede explicar por qué rara vez se encuentran. [68] 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. [69]
Un estudio de catorce sistemas planetarios conocidos previamente encontró que tres de estos sistemas eran sistemas binarios. Se descubrió 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 eso no había sido detectada previamente. Este descubrimiento resultó en un nuevo cálculo de los parámetros tanto del planeta como de la estrella primaria. [70]
La ciencia ficción a menudo ha presentado planetas de estrellas binarias o ternarias como escenario, por ejemplo, Tatooine de George Lucas de Star Wars , y una historia notable, " Nightfall ", incluso lleva esto a un sistema de seis estrellas. En realidad, algunos rangos orbitales son imposibles por razones dinámicas (el planeta sería expulsado de su órbita con relativa rapidez, siendo expulsado del sistema por completo o transferido a un rango orbital más interno o externo), mientras que otras órbitas presentan serios desafíos para eventuales rangos orbitales. biosferas debido a probables variaciones extremas en la temperatura de la superficie durante diferentes partes de la órbita. Se dice que los planetas que orbitan alrededor de una sola estrella en un sistema binario tienen órbitas "tipo S", mientras que aquellos que orbitan alrededor de ambas estrellas tienen órbitas "tipo P" o " circumbinarias ". Se estima que entre el 50% y el 60% de los sistemas binarios son capaces de albergar planetas terrestres habitables dentro de rangos orbitales estables. [67]
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 una binaria cercana. También en la constelación de Cygnus se encuentra Cygnus X-1 , una fuente de rayos X considerada un agujero negro . Es una binaria de rayos X de gran masa , siendo su contraparte óptica una estrella variable . [71] Sirio es otra estrella binaria y la más brillante del cielo nocturno, con una magnitud aparente visual de −1,46. Se encuentra ubicado en la constelación de Canis Major . En 1844 Friedrich Bessel dedujo que Sirio era binario. En 1862, Alvan Graham Clark descubrió la compañera (Sirio B; la estrella visible es Sirio A). En 1915 los astrónomos del Observatorio Mount Wilson determinaron que Sirio B era una enana blanca , la primera en ser descubierta. En 2005, utilizando el Telescopio Espacial Hubble , los astrónomos determinaron que Sirio B tenía 12.000 km (7.456 millas) de diámetro y una masa que es el 98% de la del Sol. [72]
Un ejemplo de binaria eclipsante es Epsilon Aurigae en la constelación de Auriga . La componente visible pertenece a la clase espectral F0, la otra componente (eclipsante) no es visible. El último eclipse de este tipo ocurrió entre 2009 y 2011, y se espera que las extensas observaciones que probablemente se lleven a cabo puedan arrojar más información sobre la naturaleza de este sistema. Otro binario eclipsante es Beta Lyrae , que es un sistema estelar binario adosado en la constelación de Lyra .
Other interesting binaries include 61 Cygni (a binary in the constellation Cygnus, composed of two K class (orange) main-sequence stars, 61 Cygni A and 61 Cygni B, which is known for its large proper motion), Procyon (the brightest star in the constellation Canis Minor and the eighth-brightest star in the night time sky, which is a binary consisting of the main star with a faint white dwarf companion), SS Lacertae (an eclipsing binary which stopped eclipsing), V907 Sco (an eclipsing binary which stopped, restarted, then stopped again), BG Geminorum (an eclipsing binary which is thought to contain a black hole with a K0 star in orbit around it), and 2MASS J18082002−5104378 (a binary in the "thin disk" of the Milky Way, and containing one of the oldest known stars).[73]
Systems with more than two stars are termed multiple stars. Algol is the most noted ternary (long thought to be a binary), located in the constellation Perseus. Two components of the system eclipse each other, the variation in the intensity of Algol first being recorded in 1670 by Geminiano Montanari. The name Algol means "demon star" (from Arabic: الغول al-ghūl), which was probably given due to its peculiar behavior. Another visible ternary is Alpha Centauri, in the southern constellation of Centaurus, which contains the third-brightest star in the night sky, with an apparent visual magnitude of −0.01. This system also underscores the fact that no search for habitable planets is complete if binaries are discounted. Alpha Centauri A and B have an 11 AU distance at closest approach, and both should have stable habitable zones.[74]
There are also examples of systems beyond ternaries: Castor is a sextuple star system, which is the second-brightest star in the constellation Gemini and one of the brightest stars in the nighttime sky. Astronomically, Castor was discovered to be a visual binary in 1719. Each of the components of Castor is itself a spectroscopic binary. Castor also has a faint and widely separated companion, which is also a spectroscopic binary. The Alcor–Mizar visual binary in Ursa Majoris also consists of six stars: four comprising Mizar and two comprising Alcor.
