Estrellas binarias

Se dice que dos estrellas son binarias cuando orbitan en torno a su centro de masas común.

Existen también sistemas múltiples de más de dos estrellas interactuando entre sí como es el caso de Alfa centauro A y B y Próxima Centauri.

=Clasificación según su modo de detección= Las binarias pueden estar muy separadas entre sí o muy cerca. A veces tanto, que llegan a intercanviar material. Por otra parte, su posición con respecto a nosotros, distancia y orientación relativa de sus órbitas con la nuestra producen un amplio abanico de tipos de binarias. Algunas de las cuales pueden pertenecer a dos o mas de esas clases. Las binarias, además, son una estupenda oportunidad para obtener mediciones directas de masas y radios estelares. Ello las convierte en excelentes patrones de calibración para los modelos de clasificación estelar.

Table of contents

1 Binarias visuales
2 Binarias eclipsantes
3 Binarias astrométricas
4 Binarias espectroscópicas
5 Binarias ópticas (falsas binarias)
6 Enanas blancas de helio
7 Novas
8 Supernovas termonucleares (tipo Ia)
9 Microcuásares

Binarias visuales

Aquellas que pueden resolverse con los telescopios ordinarios. En este tipo de binarias ambas componentes son visibles en la imagen. Este tipo de binarias suelen estar no muy lejos de nosostros y bastante alejadas entre sí. Estas binarias, a pesar de su fácil observación, no suelen ser tan fáciles de detectar ya que sus períodos orbitales suelen ser del orden de cientos de años. Ni siquiera dos estrellas cercanas tendrían por qué ser binarias. Podrían ser dos estrellas que cruzaran sus trayectorias para no volverse a encontrar jamás. La prueba clave la dan siempre sus trayectorias respectivas. Para poder apreciar el movimiento mutuo de las binarias visuales hay que comparar las imágenes del cielo en años distintos. A veces su movimiento es tan imperceptible que se requieren placas fotográficas de décadas de diferencia. Este elevado tiempo de análisis hace, aun hoy, que este tipo de binarias sea el más complicado de detectar.

Datos deducibles: Sabiendo su trayectoria y su distancia mutua podemos deducir la masa de ambos cuerpos así como sus períodos orbitales. Además, al resolver ambas estrellas individualmente, podemos obtener sus espectros separados deduciendo sus características como si se tratara de astros individuales. Tipo espectral, clase de luminosidad, radio, temperatura etc. Combinando los datos espectrales con los orbitales este tipo de estrellas dobles pueden ser útiles para calibrar mejor nuestros sistemas de clasificación estelar.

Binarias eclipsantes

Solo se observan cuando sus órbitas están alineadas con la nuestra de tal manera que, periódicamente, una pasa por delante de la otra. Ello comporta que se observen disminuciones regulares en su luminosidad, la llamada curva de luz. Muchas veces pasan desapercibidas como estrellas variables. Suelen ser de período corto ya que la única manera de detectarlas es observar una regularidad en sus variaciones de luminosidad.

Datos deducibles: Se puede encontrar el período de su órbita y, por tanto, deducir su masa. Se pueden distinguir sus espectros en el momento del tránsito de una sobre otra. Aunque no siempre es así ya que muchas veces el tránsito de uno de los astros no oculta complétamente al de atrás. En cualquier caso se puede llegar a medir con bastante fiabilidad el espectro de cada estrella teniendo en cuenta qué líneas espectrales disminuyen en cada paso.

Binarias astrométricas

En este tipo de sistemas dobles solo es visible una componente. Se detectan gracias al tirón gravitatorio ejercido por su compañera invisible. Esto, produce un movimiento oscilatorio respecto al fondo de estrellas fijas que puede ser medido por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca. Como las binarias visuales, las astrométricas requieren prolongados períodos de observación. El objeto invisible suele ser un cuerpo de muy baja o nula luminosidad como un remanente estelar, una enana roja o una enana marrón.

Datos deducibles: Evidentemente resulta imposible adivinar el espectro del objeto invisible pero si se puede deducir su masa.

Ejemplos: Sirio A y B. Sirio A es un gigante azul acompañado por Sirio B, una enana blanca invisible. Dada su proximidad a la Tierra, 8,7 años luz, la oscilación en la trayectoria de Sirio pudo ser detectada con los medios del siglo XIX. Durante bastante tiempo resultó un misterio el porqué una estrella de 1,4 masas solares no lucía nada. Hubo que esperar a la llegada de los modelos de evolución estelar para que su existencia pudiese ser explicada.

Más información en: Astrometría

Binarias espectroscópicas

Al igual que las astrométricas, las espectroscópicas tambien poseen una estrella invisible. La diferencia radica en el modo en que es detectada. Esta vez, se logra gracias al corrimiento Doppler en el espectro del astro visible. Esta técnica de mayor precisión que la del paralaje permite su detección de forma más rápida. Mide el bamboleo a través de los movimientos radiales de la estrella visible. A pesar de todo algunas binarias no presentan casi ningún desplazamiento radial debido a la orientación de su órbita por lo que este método resultará inútil para éstas.
Más información en: Espectroscopia

Binarias ópticas (falsas binarias)

Aparecen en el cielo muy cerca una de otra porque se encuentran en la misma visual. Sucede que en realidad están a distancias muy diferentes de nosotros. Aunque parezca mentira, ha habido errores astronómicos bastante sonados por este simple error.

=Fenómenos asociados a intercambios de material en estrellas binarias= En ocasiones, las estrellas, orbitan suficientemente cerca como para que en algún momento de su vida se intercambien material entre ellas. Estas estrellas dobles en interacción causan procesos que de otra manera serían impensables en la evolución natural de una estrella solitaria. Los modelos dinámicos parecen indicar que en sistemas dobles próximos las masas de ambas estrellas serían parecidas ya que estas se formarían alunísono en una sola región de colapso con un núcleo doble. Este es el caso del sistema triple de Alfa Centauro pues en él se encuentran Alfa A y B que se encuentran bastante juntas mientra que, Próxima, mucho menos másiva que las otras dos se halla a gran distancia de estas ligada a su centro de masas pero sin capacidad de interacción con las dos primeras.

Enanas blancas de helio

Más información en: Enanas blancas

Las enanas blancas de helio, según los modelos de evolución estelar, son objetos teóricamente imposibles si tenemos en cuenta la edad del universo. El motivo es que solo las estrellas de menos de media masa solar dan esos objetos. A mayores masas las estrellas, entre las que se cuenta nuestro sol, queman el helio imposibilitando la formación de ese tipo de enanas blancas. Sabemos que la vida de las estrellas es más larga cuanto menos masivas sean. Así, si tenemos en cuenta que una estrella de media masa solar vive, aproximadamente, 80.000 millones de años y que la edad del universo es de unos 13.000 millones de años queda claro que dichos objetos no podrían haberse formado aún.

Sin embargo, se han observado enanas blancas de helio en algunos sistemas binarios. Éstas se producen por la interacción entre amabas estrellas. Normalmente ocurre que las estrellas no tienen exáctamente la misma masa por lo que la más masiva agota antes el hidrógeno y empieza a expandir su envoltura para formar una gigante roja. El problema ocurre cuando la envoltura de hidrógeno llega a engullir a la estrella vecina. Su presencia crea una inestabilidad en la envoltura de la gigante desligando gravitatoriamente al gas circundante. Esto hace que la estrella masiva vaya perdiendo masa continuamente y expandiendo más su atmósfera para compensar las pérdidas. Finalmente, la atmósfera de hidrógeno al completo desaparece quedando un núcleo desnudo de helio. Si dicho núcleo no es capaz de mantener la presión suficiente para fusionar el helio, la estrella morirá prematuramente dejando como remanente a una enana blanca de helio.

Estrella
Clasificación estelar
Evolución estelar