Clasifcacion de estrellas dobles



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CLASIFCACION DE ESTRELLAS DOBLES

Por Pablo Lonnie Pacheco Railey


pablolonnie@yahoo.com.mx


Más de la mitad de las estrellas en la Galaxia forman grupos de dos o más estrellas. Si el sistema está formado por dos estrellas, recibe el nombre de estrella binaria. El Sol es una de esas estrellas “raras” que permanecen solitarias toda su vida. Generalmente las estrellas múltiples lo son de nacimiento. En estos sistemas, el movimiento de las estrellas será alrededor de un centro común de masas. La estrella más brillante o la más masiva, será considerada la estrella primaria y la menos brillante o menos masiva será llamada secundaria. A veces serán designadas A, B, C, etc. siendo “A” la estrella primaria. Es poco frecuente que las estrellas componentes de un sistema múltiple coincidan en masa, temperatura y luminosidad. Por esto mismo, el desarrollo de cada estrella será independiente. La más masiva envejecerá más pronto y se dilatará, acercándose poco a poco a su compañera hasta que se desprenda material de ella para ser capturado por la otra. Mientras, el espectáculo de ver dos astros tan distintos casi en contacto inspira pensar en el singular amanecer que sus planetas han de experimentar.
La mayoría de las estrellas binarias son tan lejanas a nosotros, o están tan cercanas entre sí, que no podemos distinguirlas independientemente: se confunden en un solo resplandor, sin importar cuánto aumento apliquemos a un telescopio.
Estrellas dobles ópticas (falsas)

Son estrellas que –al ser examinadas en el telescopio- tienen el aspecto de una estrella binaria pero representan la alineación fortuita de dos estrellas. En este caso las estrellas no están relacionadas. Generalmente, la componente secundaria será una estrella mucho más lejana. Los astrónomos identifican una doble óptica cuando cada una de las estrellas observadas lleva una trayectoria independiente por la Galaxia.


Estrellas binarias visuales

Son aquellas que se pueden detectar mediante el uso de un telescopio. La capacidad de distinguirlas dependerá del diámetro y calidad del telescopio así como de las condiciones atmosféricas.


Estrellas binarias espectroscópicas

Estas nunca se pueden ver por separado, debido a su lejana distancia a nosotros o porque están muy próximas entre sí. ¿Cómo se detectan? El espectro de estas estrellas (el análisis de su luz mediante la separación de sus colores) puede revelar la presencia de más de una estrella, pues cada estrella emite su espectro muy particular. Visualmente aparece una estrella, pero espectroscópicamente, la multiplicidad del sistema se pone en evidencia. Este método ha sido útil para identificar –además- la presencia de planetas extrasolares. El vaivén de la estrella –ligeramente arrastrada por sus grandes planetas- deja una huella en el espectro. Si el vaivén es producido por otra estrella, ésta aparecerá también en el espectro.


Estrellas binarias astrométricas

Igual que en las binarias espectroscópicas, las binarias astrométricas nunca se ven por separado, sin embargo, quedan en evidencia cuando –al ser observadas detenidamente- parecen columpiarse de un lado a otro rítmicamente. El meneo observado es producido por el movimiento de traslación de la estrella principal alrededor del centro común de masas que comparte con la estrella secundaria. El tiempo que toma en dar un meneo es el período orbital del sistema binario. Este método se ha seguido también en la búsqueda de planetas más allá del Sol.


Estrellas binarias eclipsantes

Ver Estrellas Variables por Traslación


Variables por traslación (en un Sistema Binario)- son estrellas variables falsas pues los cambios observados se deben exclusivamente al dinamismo de un sistema múltiple de estrellas. El movimiento propio de estas estrellas nos obliga a observarlas desde distintos ángulos y la perspectiva cambia constantemente.
Las variables falsas más comunes son las variables eclipsantes: sistemas binarios que están orientados de modo que cada componente es parcial o totalmente oculto por su compañera, resultando en una pérdida aparente de luminosidad. El sistema es tan cercano entre sí que las estrellas no se distinguen por separado. El período de esta “variable” es el período orbital del sistema. Generalmente se tratará de estrellas de gran tamaño con órbitas muy cerradas (pequeñas) lo que propicia la transferencia de material entre las dos.
Variables eclipsantes Tipo W UMa (W Ursa Majoris)

Estrellas elípticas

Son estrellas binarias de poca masa cuya órbita se ha ido cerrando hasta que se presenta la transferencia mutua de material formando una binaria de contacto (parecen darse un beso). La cercanía entre las componentes es tal, que la marea gravitacional distorsiona sensiblemente a las estrellas y adquieren una forma elipsoide. Aunque su masa sea muy dispareja, la luminosidad de ambas es similar por la transferencia de energía. Finalmente, el pez gordo se come al chico, la estrella masiva incorpora a su compañera y queda sólo 1 estrella.


Variables eclipsantes Tipo W Serpentis y Beta Lyrae

Estrellas elípticas

Son estrellas binarias eclipsantes muy distorsionadas por la marea gravitacional y de edad avanzada en las que una gran cantidad de masa está pasando rápidamente de la estrella más masiva a la componente menor. ¡Las estrellas gigantes rojas W Ser pueden transferir hasta el 85 % de su masa! El resultado final son dos estrellas esféricas de tamaño similar (eclipsantes tipo Algol) En las estrellas Beta Lyrae, la componente secundaria queda inmersa en un disco de material que rodea a la estrella supergigante azul. Esta parece tener una protuberancia en el lado donde habita la compañera. Cuando la protuberancia se ve más alta, el brillo total del sistema parece incrementarse.


Variables eclipsantes Tipo Agol (Beta Persei)

Sistema binario eclipsante en el que la estrella más masiva y brillante está aún en la Secuencia Principal (no ha envejecido) mientras que la estrella secundaria se adelanta en la evolución y se dilata. ¿Qué pasó? ¡Se supone que las estrellas masivas evolucionan primero! Efectivamente, así sucede, y en una eclipsante Tipo Algol la secundaria era originalmente la estrella más masiva que se dilató primero y transfirió hasta un 85% de su masa a la compañera, que ahora es la más masiva. En las estrellas tipo Algol los papeles se invierten. La transferencia de material en una estrella Tipo Algol produce estrellas del mismo tamaño, aunque sus masas y temperaturas sean distintas. La secundaria es tan opaca que durante el eclipse la brillantez del sistema parece disminuir dramáticamente.


Ejemplo: Nombre Magnitud Período

Algol (Beta Persei) 2.2 – 3.5 68.8 horas


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