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Curso básico de estrellas dobles Lección 3 bis Clasificación de las Estrellas Dobles parte III 1
Sistema estelares múltiples:
En muchos casos podemos encontrar sistemas compuesto por más de dos estrellas
gravitacionalmente unidos. Es muy común observar sistemas con tres estrellas, son
los sistemas triples, un ejemplo de tale sistemas lo constituye β Monocerotes; también hay sistemas con varios miembros como es el caso de la estrella Castor en
Géminis que contiene seis estrellas.
Generalmente, los sistemas múltiples tienen a ser sistemas inestables en donde uno de
los acontecimientos más notable es la expulsión de una o varias componentes del sistema, teniendo en consecuencia una existencia relativamente corta como sistema
múltiple. Los científicos encuentran mucha dificultad para modelizar estos sistemas
ya que muy a menudo presentan una órbita caótica.
Una de la manera en que un sistema múltiple pueda sobrevivir durante largo plazo es
cuando a su vez cada componente forme sistemas binarios cerrados en este caso las
dos estrellas cercanas actúan desde el punto gravitacional como si fuera una
única estrella y bajo estas
condiciones el sistema es
estable. Castor es un
ejemplo clásico de tales
agrupaciones
estelares.
Consta de dos binarias cerradas que se mueven alrededor del centro común
de masa conformando un
sistema cuádruple; otra
binaria orbita a las dos
primeras formando de esta
manera un sistema múltiple con seis estrellas.
Fig. 1: El sistema triple de Beta Monoceros Curso básico de estrellas dobles Clasificación gravitacional de las estrellas:
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En el año 2006 la Unión Astronómica Internacional introdujo una nueva clasificación estelar que responde a cuatro criterios gravitacionales, que obviamente incluye tanto a las estrellas dobles o múltiples como a agrupaciones de mayor jerarquía como son los cúmulos
estelares. A continuación se mencionan esta clasificación relativamente nueva de las estrellas:
Clasificación por centro gravitacional: El primer criterio es la presencia o ausencia de un
centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas
que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.
Clasificación de estrellas sistérmicas por posición : Si una estrella es sistémica (forma
parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son
aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto
quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, las cuales forman el segundo tipo.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional: Esta clasificación de estrellas se
basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos
de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras
estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar;
es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo
es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el
cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es
el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que
las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman
parte de un sistema estelar pues orbita alguna estrella o son centro de otras. Este sería el
caso de estrellas sistémicas-independientes.
Exoplanetas en sistemas binarios:
Uno de descubrimientos más relevantes en la última década son los exoplanetas es
decir planetas orbitando estrellas (fuera del sistema solar.
En el caso de las estrellas binarias también se han descubiertos estos exoplanetas, que
Curso básico de estrellas dobles dé a cuerdo a que si el cuerpo orbita una de las estrellas del par o al sistema en su
conjunto los podemos clasificar en dos tipos, a saber tipo P (tipo planetario) y tipo S
(tipo satélite). La figura 2 ilustra ambos tipos de exoplanetas.
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Fig. 2: Exoplanetas de tipo P y tipo S Es muy poco probable encontrar exoplanetas que orbiten a una única estrella de un
sistema binario debido a las “zonas prohibidas” que resulta de las resonancias gravitacionales generadas por el movimiento orbital del sistema binario. La dinámica del
movimiento orbital puede tener con consecuencia separar al exoplaneta del sistema
binario.
Si bien la observación y/o estudio de los exoplanetas está fuera del alcance de los
astrónomos aficionados, cabe mencionar que es sumamente importante establecer la
naturaleza de la estrella doble al cual pertenece el exoplaneta por las perturbaciones
gravitacionales que esto implica sobre el exoplaneta.
Métodos de detección:
En ningún caso (hasta ahora) es posible observar directamente a los exoplanetas y por
consiguiente su detección se realiza en forma indirecta por medio de técnicas fotométricas y astrométricas que se detallan a continuación:
• Velocidades radiales: Este método se basa en el efecto Doppler. El planeta
ejerce una influencia gravitatorio sobre la estrella y como ésta a su vez se
mueve en torno de un centro común de gravedad, ent6onces podremos observar pequeños desplazamientos de las líneas espectrales interpretándolas como
un efecto Doppler conforme la estrella se aleja o acerca con respecto a nosotros.
• Astrometría: Debido a que la estrella gira alrededor del centro común de masa, como consecuencia de la influencia gravitatoria del exoplaneta, podremos
observar pequeñas variaciones en la posición de la estrella como en el caso de
Curso básico de estrellas dobles •
las dobles astrométrica. En el 2002 el Telescopio Espacial Hubble tuvo éxito
en el uso de estas mediciones astrométricas confirmando la existencia de un
exoplaneta Gliese 876.
Tránsitos: Este método consiste en detectar sutiles variaciones luminosas de
la estrella cuando el exoplaneta orbita por delante la estrella. Esta técnica junto con el de velocidad radial pueden ser utilizarse para caracterizar mejor la
del planeta. Mencionemos que esta técnica es utilizada por algunos aficionados.
Además de estos métodos, existen otros tales como micro lentes gravitacionales, medidas
de radio de un pulsar o la variación en el tiempo de tránsito.
Nomenclatura:
El sistema de denominar a los exoplanetas es prácticamente la misma utilizada para la no
denominación de las estrellas dobles. La diferencia es que para los exoplanetas utilizamos
letras minúsculas comenzando con la b para el primer planeta descubierto en el sistema.
Esta letra se coloca a continuación de la estrella. Se evita la letra a para evitar cualquier
confusión con la estrella primaria. A partir de ahí se continúa con letras minúsculas sucesivas. Ej. 61 Cyg b.
Si el exoplaneta forma parte de un sistema doble, si el planeta gira alrededor de una estrella del par, se indica con mayúscula a la estrella seguida por la minúscula correspondiente al exoplaneta.
En la siguiente tabla se muestran algunos sistemas de estrellas dobles en que se descubrieron exoplanetas.
Par Denominación Separación (AU)
Planeta
M sin i
Notas 16 Cyg B STF I 46B 700 C 1.50 Triple con 16 Cyg A y a 55, ρ Cnc LDS6219A 1150 b 0.84 c 0.21 d 4.05 τ Boo STT270A 240 b 3.87 HD 80606 STF1341A 2000 b 3.90 GJ 86 18 b 470 4
Curso básico de estrellas dobles HD179811 STF2474AB 640 b 6.30 Triple con STF2474 A y a 94 Cet HJ 663 A 630 b 1.66 HD 142 HDO 180ª 440 b 1.36 HD 195019 HO 131 A 130 b 3.55 υ And 750 b 0.68 Compañera Óptica? c 1.94 d 4.02 HD 89744 2500 b 7.17 La compañera es una enana marrón γ Cep HD 222404 12‐32 b 1.76 El planeta orbita la estrella primaria HD 219542 STF 2995B b 0.46 Es un par físico 120 b b 5
HD114762 HD 3651 STT 550 Carlos A. Krawczenko
[email protected]
Vocal Suplente 1° de la Junta Directiva de LIADA Liga
Ibero Americana de Astronomía www.liada.net
Coordinador Adj. Sección Estrellas Dobles - LIADA
http://sites.google.com/site/doblesl Componente B es una enana M 0.20 A es cercana y K0V.