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Estrellas Binarias

Riciolli descubrió las estrellas binarias en el año 1650 al observar a Mizar en la Osa Mayor. El término binaria se refiere a aquellas estrellas que a pesar de mostrarse como un solo punto de luz, al observarlas con instrumentos mas potentes revelan que están compuestas por dos o mas objetos (en el último caso son estrellas múltiples). Debido a que entre un tercio y la mitad de las estrellas observadas son binarias el estudio de las binarias es clave en el entendimiento de la evolución y física estelar.

Cada una de las estrellas en estos sistemas se denominan componentes, al mas brillante se le llama primario y al siguiente secundario, si son múltiples los componentes de denominan por letras (A, B, C, D, etc.). La separación entre los componentes varía ampliamente y se han encontrado tan cercanas como 0.02 UA hasta 20.000 UA. La separación mínima que deben tener dos estrellas para poder ser observadas con equipos profesionales es de 0.5" y de 1" para aficionados.

Binarias ópticas (aparentes). En este caso, las estrellas no tienen una relación mutua y en realidad se encuentran muy separadas y solo se aprecian juntas por efecto de la perspectiva. Ejemplo: Albireo (Cisne). Para determinar si el sistema está físicamente relacionado o si su cercanía depende solo de la perspectiva se cuenta con varios métodos:

Medición de la distancia del sol a las estrellas componentes (por paralaje, fotometría o espectroscopia) si la distancia es muy diferente, no son sistemas dobles reales sino ficticios (binarias ópticas);
Medición del movimiento relativo entre sus componentes, debido a que en estos sistemas la gravedad de los dos cuerpos interacciona: si los componentes orbitan uno alrededor de otro se denominan binarias visuales.
Medición del movimiento propio de cada componente (aunque las estrellas se consideran fijas tienen un lento movimiento en el espacio), si los movimientos propios son muy diferentes serán estrellas no relacionadas.

Un caso especial se presenta cuando no hay movimiento relativo mensurable pero la constatación de su movimiento propio y distancia indican que están relacionadas, entonces se dice que son sistemas fijos.

Los sistemas binarios relacionados se pueden clasificar en diversos tipos:

Binarias visuales. William Herschel descubrió el movimiento orbital entre los componentes de una hermosa y famosa doble: Castor (Géminis), también observó el mismo Fenómeno en Arich (Virgo). En general, las este tipo de binarias están muy separadas y por tanto sus periodos orbitales son largos (tercera ley de Kepler). Los parámetros que se miden en una estrella binaria visual son:

Separación entre los componentes del par (segundos de arco)
Angulo de posición de la estrella secundaria con respecto a la primaria así: si está al norte 0º, al este 90º, sur 180º, este 270º.

Beta Escorpi

Los datos fotométricos son los brillos de las componentes (magnitudes) y los colores.

Binarias espectroscópicas. Utilizando métodos espectroscopios de observación se ha encontrado que algunas estrellas "únicas" tienen espectros superpuestos que se mueven periódicamente hacia el rojo y al azul, estos corrimientos se deben al efecto Doppler y son el resultado del desplazamiento de los componentes alrededor de un centro de masa. Debido a que en estos sistemas las estrellas se encuentran muy cercanas los periodos orbitales son muy pequeños . En muchas ocasiones solo se logra observar un solo espectro debido a que el otro puede provenir de una estrella demasiado tenue para poder ser observado. Cuando se identifican los dos espectros se habla de una binaria espectroscópica doble y cuando solo se detecta uno es binaria espectroscópica sencilla. Finalmente, cuando una estrella es espectroscópica y puede además documentarse por métodos visuales se le denomina binaria espectroscópica resuelta.

Binarias astrométricas. Son un grupo reducido de estrellas en las cuales se observa una anormalidad o balanceo en el movimiento propio del componente primario, este movimiento está generado por el efecto que sobre la estrella principal realiza la secundaria que es, en general, invisible con los métodos de análisis actual. El ejemplo mas claro es Sirio B (Can Mayor), a la que ya se ha observado su compañera, una estrella enana blanca, la primera de su tipo en ser vista.

Binarias eclipsantes (Binarias fotométricas). Sus cambios periódicos de brillo son producidos por los mutuos eclipses entre sus componentes, por esto también se estudian dentro del grupo de estrellas variables (Variables eclipsantes). El eclipse se produce cuando la órbita está en el plano de observación desde la tierra. Los periodos de variación del brillo van desde pocas horas hasta cientos de días. La estrella mas famosa de este tipo es Algol (Perseo) cuyas variaciones de brillo son tan amplias que se observan con el ojo desnudo (magnitud 2.1 a 3.4 en un periodo de 2,867 días). De acuerdo al comportamiento de la variación de luz se dividen en : Algolidas, Beta Lyrae, Ursae Majoris y elipsoidales.

Novas. Son fenómenos cataclísmicos que ocurren en sistemas binarios pero que al igual que las binarias eclipsantes se estudian en los capítulos de estrellas variables.

Pulsares dobles. En los que una o las dos estrellas son pulsares. En este caso las emisiones de radio pulsantes sufren alteraciones de longitud de onda por el efecto Doppler causados por el movimiento orbital.

Evolución de las Estrellas binarias.

Como sucede con las estrellas aisladas la evolución de un sistema múltiple también depende de la masa.

El primer astrónomo en estudiar este fenómeno fue Edouard Roche. En su análisis descubre que dos estrellas cercanas en un sistema binario se encuentran en órbitas circulares una alrededor de la otra y mantienen una rotación sincrónica (como el sistema tierra luna), estas condiciones se producen por la interacción entre sus fuerzas gravitacionales. Describió las curvas llamadas Superficies equipotenciales que describen la forma de las estrellas en un sistema binario. Cuando las estrellas están muy cercanas las superficies equipotenciales interactúan formando una figura de 8 la cual es llamada la superficie crítica. Cada mitad de la figura se denomina Lóbulo de Roche.

El punto donde los dos lóbulos se tocan se denomina Punto Lagrangiano y es en donde las fuerzas de gravedad se cancelan. Cuando ocurre transferencia de masa, los gases fluyen a través del punto lagrangiano de una estrella a otra. La relación de cada estrella con su lóbulo de Roche determina el tipo de sistema:

Binarias desconectadas. Cuando cada estrella se encuentra dentro de su lóbulo de Roche y no ocurre transferencia de masa o esta es mínima.
Binaria semi desconectada. Cuando uno de los componentes se dilata copando su lóbulo.
Binarias en contacto. Cuando las dos estrellas llenan sus lóbulos.
Binarias en sobre contacto. Es la situación más común, ambas estrellas sobrepasan sus respectivos lóbulos de Roche.

Sistemas de gran masa.

En principio la estrella con mayor masa llamada primaria se desarrolla como una estrella aislada y después de pasar por su fase estable en la secuencia principal se expande llenando su lóbulo de Roche, en este punto comienza la transferencia de masa hacia la estrella secundaria. Si la estrella primaria es muy masiva la gran cantidad de material transferido a la estrella pequeña copa rápidamente su capacidad, llenándose a su vez el lóbulo de Roche correspondiente quedando con una envoltura única. este tipo de estrellas resultan en que cada una eyecta su material. (eta carinae)

Después de que la envoltura se dispersa el resultado es un sistema constituido por una estrella compacta de helio y otra que se encuentra en la secuencia principal. Si la masa de la primera es mayor a 30 solares se convertirá en una estrella Wolf-Rayet cuya evolución puede resultar en una Supernova (IIb) produciendo una estrella de neutrones o un agujero negro. Si la pérdida durante la explosión de la supernova es suficiente, el sistema puede separarse quedando cada uno de los componentes aislados.

Si el sistema sobrevive, es porque en general, tiene mas de 11 masas solares, la estrella en la secuencia principal sigue formando su propio núcleo de helio hasta que eventualmente se dilata llenado su lóbulo de Roche expeliendo gran cantidad de material que quedara como un disco de acrecion rodeando el objeto masivo creado en la primera supernova, este material extremadamente caliente cae al objeto liberando Rayos X (Cignus X-1), cuando la transferencia de masa es mayor de la que el objeto masivo (estrella de neutrones ya que no es claro que sucede cuando el objeto es un agujero negro) puede tolerar, se forma nuevamente una envoltura común que acaba con la la emisión de Rayos X y crea una nueva supernova (Ib). Usualmente esta segunda explosión libera mucha masa del sistema separándolo pero raramente quedan orbitando el uno en el otro. De lo contrario puede encontrarse un sistema binario de pulsares y eventualmente al fusionarse un agujero negro.

Sistemas de baja masa

En este caso ninguna de las estrella se convertirá en un objeto masivo y su destino será convertirse en enanas blancas. Si la masa inicial de los componentes difiere por un factor mayor a dos y si el componente primario llena su lóbulo de Roche después de que ha desarrollado un núcleo de helio pero antes de que el núcleo se degenere, se forma una envoltura común y una estrella simple, estrella enana blanca de carbono - oxigeno o carbono - neon.

Otro escenario es si las masas de los componente son comparables y si la primaria llena el lóbulo de Roche mientras tiene un núcleo de helio. La primaria transfiere materia a la secundaria hasta perder su envoltura de hidrogeno.

La evolución de una estrella binaria que contenga una enana blanca y un estrella de menor masa que el sol y que el sistema tenga una separación menor a 10 radios solares es muy interesante. La binaria puede convertirse en semi desconectada, esto habilita a la estrella a transferir materia a la estrella enana mas masiva. Estas binarias se conocen como variables cataclismicas, en ellas la envoltura que rodea la enana blanca aumenta la presión y temperatura. En el momento en que el hidrogeno se comienza a fusionar la energía nuclear es liberada y la envoltura es liberada al espacio formando una Nova. En este punto el ciclo comienza de nuevo.

Cuando el fenómeno anterior sucede no en presencia de una enana blanca sino de una estrella de neutrones el sistema se convierte en una binaria de rayos X de baja masa. La estrella de neutrones acumula mucha materia y momento angular que lo lleva a girar hasta miles de veces por segundo convirtiéndose en un pulsar. El fuente viento estelar del pulsar puede evaporar por completo la estrella acompañante, pero si el núcleo de esta es compacto el sistema puede quedar formado por un pulsar orbitado por una enana blanca.

Por ultimo en un sistema binario en el cual la estrella primaria se convierte en en una enana blanca de carbón oxigeno y si su masa inicial es mayor a la del sol, la estrella secundaria se expandirá después de formar su núcleo de helio llenando el lóbulo de Roche. se produce una envoltura conjunta que es expulsada quedando dos enanas blancas en el sistema. Si el sistema esta separado por una distancia de mas de 3 radios solares no ocurre nada en especial, pero si están mas cerca de eso los componentes se funden . Lo que pasa posteriormente depende de la composición química y de sus masas. Si la enana de helio es menor que la mitad del sol resulta una sola enana blanca de helio. Si una de las estrellas esta hecha de carbono y oxigeno y la otra tiene helio el resultado es una súper gigante con una envoltura de helio, estas estrellas se han observado siendo su prototipo R Coronae Borealis.

Si la combinación sobrepasa el limite de Chandrasekar el carbón y el oxigeno se convierten en hierro una explosión termonuclear denominada Supernova Ia que es la mayor fuente de hierro en el universo.