Download Slide 1

Jueves 14 de Abril 2011
Capítulo 5
Estrellas Binarias. Aparentes. Visuales. Astrométricas. Eclipsantes. Espectrales.
Espectroscópicas. Determinación de Masas. Determinación de Radios y
Cocientes de Temperaturas. Planetas Extrasolares.
Sistemas Múltiples
La única manera directa de determinar
la masa de una estrella es a través de
la interacción gravitacional con otros
objetos.
Por lo menos, la mitad de todas las
estrellas se encuentran en sistemas
multiples, es decir dos o más estrellas
orbitando alrededor del centro de
masa.
El análisis de los parámetros orbitale
de estos sistemas múltiples permite
obtener información acerca de su
masa.
Estrellas Binarias
Las estrellas binarias, son dos estrellas
que orbitan una alrededor de la otra
atraidas por su interacción gravitacional
mutual.
Cada una de las 2 estrellas miembros
de un sistema binario se mueven en
una órbita eliptica alrededor del centro
de masa del sistema.
Sistema Binario
Binarias Ópticas y Visuales
Dobles Ópticas: estos sistemas no son
en realidad binarias, sino simplemente
2 estrellas que se encuentran próximas
a la línea de la visión (es decir tiene
coordenadas angulares similares), pero
no estan gravitacionalmente ligadas.
Binarias Visuales: Ambas estrellas
pueden ser resueltas
independientemente y si su periodo
orbital no es prohibitivamenete largo se
puede seguir el movimiento de cada
miembro individualmente. Si se conoce
la distancia a la binaria, entonces se
puede determinar la separación física
entre ambas.
Binarias Astrométricas
Un miembro es significativamenete
más brillante que el otro, lo que hace
que no sea posible observar ambos
miembros directamente. La existencia
de la compañera no visible se deduce
por el movimiento oscilatorio de la
componente visible.
El movimiento propio del sistema se ve
reflejado en la línea recta del
movimiento del centro de masa.
Binarias Espectroscópicas
La espectroscopía hace posible
estudiar sistemas binarios en los
cuales no es posible resolver las
estrellas individualemente en sus
imágenes
Un espectro de un sistema binario
aparece como el espectro de una
estrella individual pero con las
líneas de absorción de dos tipos
espectrales diferentes.
Las líneas espectrales se corren
hacia adelante y atrás en longitud
de onda debido al efecto Doppler
causado por el movimiento orbital
cuando las estrellas se acercan y
alejan del observador.
Binarias Espectroscópicas
El espectro de una binaria es el
espectro superpuesto de dos
estrellas independientes que se
pueden discernir, pero no en su
imagén. El efecto Doppler hace que
las líneas espectrales se desplacen
de sus posiciones habituales si la
estrella esta en reposo. Se
observan corrimientos periódicos
en las longitudes de onda de todas
las líneas espectrales (a menos
que el plano orbital de la binaria
sea perpendicular a la línea de la
visión. Cuando una estrella se
corre al rojo, la otra se corre al
azul; y viceversa.
Binarias Espectroscópicas
Binarias Espectroscópicas
Binarias Espectroscópicas: Si una de
las estrellas es mucho mas luminosa
que la otra, entonces se tendra un solo
set de líneas espectrales que varian
periodicamente.
Lunes 18 de Abril 2011
Binarias Eclipsantes
Si el plano orbital está orientado
aproximadamente a lo largo de la línea
de la visión, entonces una estrella pasa
periodicamente por el frente de otra,
bloqueando la luz de la componente
eclipsada. Estos sistemas se
reconocen por las variaciones
regulares de la cantidad de luz que se
recibe, denominada “Curva de Luz”.
Estas curvas proveen información de
acerca de las temperaturas relativas y
sus radios basadas en la profundidad
del mínimo y la duración de los
eclipses.
Binarias Eclipsantes
Si el plano orbital está orientado
aproximadamente a lo largo de la línea
de la visión, entonces una estrella pasa
periodicamente por el frente de otra,
bloqueando la luz de la componente
eclipsada. Estos sistemas se
reconocen por las variaciones
regulares de la cantidad de luz que se
recibe, denominada “Curva de Luz”.
Estas curvas proveen información de
acerca de las temperaturas relativas y
sus radios basadas en la profundidad
del mínimo y la duración de los
eclipses.
Binarias Eclipsantes
Midiendo la duración de los eclipses es
posible encontrar el radio de cada
miembro de una binaria eclipsante
espectroscópica. El tiempo entre el
primer contacto ta y el mínimo de luz tb,
combinado con las velocidades de las
estrellas, permite calcular directamente
el radio de la estrella menor: rs=v*(tbta)/2 donde v=(vs+vl) es la velocidad
relativa entre las dos estrellas.
Análogamente, para el radio de la
estrella mayor se tiene
rl=v*(tc-ta)/2=rs+v*(tC-tb)/2
Determinación de Masas
Utilizando la ecuación para la posición de dos cuerpos respecto al centro
de masa:
Haciendo el cociente, se tiene que
Además, si la distancia a la binaria es d, los angulos subtendidos por los
semiejes mayores son
Por lo que los cocientes de las masas son:
Determinación de Masas
La tercera ley de Kepler
Da la suma de las masas de las estrellas a partir dado el semieje a de la
orbita. Ya que a=a1+a2 el semieje mayor puede ser determinado solo
si se conoce la distancia d al sistema.
Utilizando esta información es posible determinar las masas individuales
m1 y m2 combinando el resultado de (m1+m2) y de m1/m2.
Este proceso se complica debido a que hay que eliminar el movimiento
propio del centro de masas y a la inclinación de la órbita.
Relación Masa-Luminosidad
La evaluación de las
masas de estrellas
binarias permite mostrar
la existencia de una
relación MasaLuminosidad muy bien
definida para la mayoria
de las estrellas.
Relación Masa-Luminosidad
Relación Masa-Luminosidad
para la Secuencia Principal
Las estrellas de la secuencia principal son
estrellas como el Sol pero con diferentes
masas.
La relación masa-luminosidad expresa una
correlación directa entre la masa y la
luminosidad para estrellas de la secuencia
principal.
Cuanto mayor es la masa de una estrella de
la secuencia principal, mayor es su
luminosidad, su radio y su temperatura.
Planetas Extrasolares
En octubre de 1995 se anuncio el
decubrimiento de un planeta alrededor
de la estrella (tipo solar) 51Pegasi.
En la actualidad hay cientos de
planetas extrasolares y miles de
candidatos.
Las técnicas de detección son en
general indirectas debido a la diferencia
de brillo entre el planeta y la estrella.
Se utiliza la técnica de detección de
(pequeñas) variaciones en la
velocidades radiales de las estrellas
utilizando espectrógrafos que puden
llegar a medir variaciones del orden de
3 m/s.