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CLASIFCACION DE ESTRELLAS DOBLES
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
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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
Algol (Beta Persei)
Magnitud
2.2 – 3.5
Período
68.8 horas