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Formación de las Estrellas.
Estrellas binarias.
Dr. Lorenzo Olguín R.
Universidad de Sonora
Nacimiento de una estrella Vía Láctea
Estrellas en el
interior de la
nube
Nebulosa del Águila
Orión
Caricatura
de la formación
de una estrella
de baja masa
y sus planetas
Colapso de la nube molecular
La rotación forma un disco.
Acreción de material al centro.
Protoestrella en el centro
Estrella y grumos en el disco
Protoplanetas
Sistema planetario
“Agrupaciones” de estrellas
M13: Cúmulo globular
Pléyades: Cúmulo abierto
Estrellas: solas o en grupos ! 
! 
Estrellas solas Estrellas con compañeras (sistemas múl7ples): – 
– 
– 
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2 => binarias 3 => sistemas triples 4 ó más => sistemas múl*ples Cúmulos de estrellas: galác7cos o abiertos y globulares. Estrellas binarias
La mayoría de las estrellas forman parte de un sistema
sistema binario.
Una primera clasificación • 
Las binarias se pueden clasificar de acuerdo a su separación: ● Binarias distantes: separación de decenas a cientos de UAs y periodo orbital de decenas a miles de años. ● Binarias cercanas: separación cercana a una UA o aún al radio estelar. El periodo orbital va desde horas hasta a unos pocos años. Otra clasificación • 
Tipos de binarias: ● Binarias visuales: se ven las estrellas como componentes separadas. ● Binarias astrométricas: solo se ve una componente, pero muestra un movimiento propio variable. ● Binarias espectroscópicas: se descubren en base a su espectro. Algunas líneas muestran corrimiento Doppler periódico o hay dos grupos de líneas espectrales (uno de cada estrella). ● Binarias fotométricas (o variables eclipsantes): una de las componentes pasa regularmente enfrente de la otra y provoca cambios en la luminosidad del sistema. Binarias visuales ● Para conocer su órbita hay que observarlas regularmente durante varios años o décadas. ● La órbita real es diUcil de conocer porque el plano de la órbita puede estar inclinado. ● Para conocer el tamaño real de la órbita hay que conocer la distancia al sistema. ● Si conocemos los parámetros orbitales, podemos encontrar las masas de las estrellas. ● ξ UMa fue la primera binaria a la que se le determinó la órbita: las masas de sus componentes son 1.0 y 1.3 masas solares. Binaria Visual 70 Ophiuchi
Binaria Visual Kruger 60
1908
1915
1920
Binarias astrométricas Solo se ve la más brillante (primaria). Si se puede determinar su masa (usando la luminosidad), se puede es7mar la masa de la estrella no visible (secundaria). ! 
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La primera binaria astrómetrica fue Sirio (aprox. 1830) El método u7lizado en el estudio de binarias astrométricas se ha u7lizado para buscar planetas girando alrededor de estrellas cercanas. Binarias espectroscópicas No se pueden separar las componentes usando imágenes, ni con los telescopios más poderosos. El espectro muestra una variación regular: las líneas espectrales se desplazan en longitud de onda debido al movimiento de las estrellas que la forman. Binarias espectroscópicas Con algunas aproximaciones, se puede es7mar la masa de las componentes (excepto por un factor sin(i), donde i es el ángulo de inclinación de la órbita). Binarias fotométricas l 
! 
Hay una variación periódica en el brillo total debido al movimiento de las estrellas del sistema. La gráfica de brillo como función del tiempo se llama curva
de luz. Ejemplo de curva de luz:
Binarias fotométricas ! 
La curva de luz de una binaria muestra variaciones en brillo muy par7culares (a diferencia de estrellas variables no binarias). ! 
El cambio en brillo se puede deber a eclipses entre las componentes. A estas binarias se les llama variables eclipsantes. De acuerdo a su curva de luz, se clasifican en: ! 
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Tipo Algol β Lyrae W Ursa Majoris ! 
Hay sistemas binarios donde no hay eclipses, debido a la elip7cidad de la órbita. Se les llama variables elipsoidales. Binarias tipo Algol
Algol
Magnitud
Sol
Tiempo [horas]
Binarias tipo β Lyrae
β Lyrae
Magnitud
Sol
Tiempo [días]
Binarias tipo W Ursa Majoris
W Ursae
Majoris
Magnitud
Sol
Tiempo [horas]
Temperatura y radio estelar
Temperatura estelar Temperatura
central
~106 K
Temperatura
superficial
~103 K
Temperatura efec7va Flujo de un cuerpo negro: Ley de Stefan-­‐Boltzmann F = σ T4 donde σ es la constante de Stefan-­‐Boltzmann σ = 5.67 x 10-­‐8 W/(m2K-­‐4) !   La luminosidad de una estrella: L = 4π R2 F ! 
L = 4π R2 σ T4 T es la temperatura efec*va de la estrella. !   También se puede es7mar de la ley de desplazamiento de Wien λmax T = 2.9 x 107 Å K Radios de las estrellas ! 
! 
! 
! 
Solo al Sol le podemos hacer una medición directa. Para las estrellas cercanas y brillantes se u7liza la interferometría para es7mar el radio angular. Si se conoce la distancia, entonces podemos conocer el radio lineal (o real) de la estrella. La estrella Arcturus (α Boo) tiene un diámetro angular de
0.020 segundos de arco.
Ejercicio
Asuma que el radio angular de Arcturus (α Boo) es
Θ ≈ 0.02” y se encuentra a una distancia D ≈ 37
años-luz.
Calcule el tamaño real de
Arcturus.
Exprese el resultado en
kilómetros (km) y radios
solares (R¤).
Solución
Θ
d★
D
Cuando se trata de ángulos pequeños
Θ ≈ d★ / D
donde d★ es el tamaño (diámetro) del objeto y D es su distancia
a la Tierra.
Θ tiene que estar en radianes:
Θ = 0.02” × (1 rad / 206265”) = 9.696 × 10-8 rad
y D en km:
D = 37 años-luz × (94608 × 108 km / 1 año-luz)
= 3500496 × 108 km
Con estos datos:
d★ ≈ Θ × D = 9.696 × 10-8 × 3500496 × 108 km
d★ ≈ 33940809 km
R★ = d★ / 2 ≈ 16,970,405 km
El radio solar R¤ = 6.955 × 105 km ≈ 700,000 km
R★ ≈ 24 R¤
NOTA: el valor que se presenta en la literatura es de R★ ≈ 25.7 R¤
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Página Web del curso: hop://www.astros.uson.mx/~lorenzo/Astrofisica1/