INTRODUCCION
Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas común. Una estrella binaria no debe confundirse con dos estrellas que aparecen juntas a simple vista desde la Tierra, pero que en realidad están muy alejadas. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrellas interactuando entre sí, suelen recibir también el nombre de estrellas binarias, como es el caso de Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri. (Terminos de Estrellas Binarias». Community College of Rhode Island)
Los astrofísicos utilizan los sistemas binarios para determinar la masa de las estrellas individuales comprendidas. Cuando dos objetos giran alrededor uno del otro, es posible calcular su masa de una manera muy precisa por medio de las fórmulas newtonianas para la gravedad. Los datos recogidos de las estrellas binarias permiten que los astrofísicos extrapolen la masa relativa de estrellas individuales similares. ( Las estrellas binarias, Robert Aitken Por G. (1964). ) Ya que la observación de las órbitas de estrellas dobles es el único método directo que tienen los astrónomos para pesar las estrellas.
A través del telescopio se detectean muchas estrellas dobles que parecían simples. Sin embargo, cuando están muy próximas, sólo se detectan si se estudia su luz mediante espectroscopia. Entonces se ven los espectros de dos estrellas, y su movimiento se puede deducir por el efecto Doppler en ambos espectros. Podemos encontrar subcategorias de estrellas binarias, clasificadas por sus propiedades visuales, que incluyen a las binarias eclipsantes, visuales, espectroscópicas y astrométricas. Es así donde se puede mencionar el descubridor de inigualables estrellas William Herschel en Hacia 1773, Herschel construyó un telescopio e inició sus trabajos de investigación, descubrió que las estrellas binarias se mueven una alrededor de la otra alrededor de un centro común.( Formación de sistemas de Estrellas Binarias. Universidad de Tennessee.) Lo que después llevo a la aparición de la astronomía moderna y el descubrimiento de más sistemas binarios…
DEFINICION
El término de estrella binaria fue desarrollado por William Herschel en 1802, en su definición "Una estrella doble real- La unión de dos estrellas que son formadas juntas en un sistema gracias a las leyes de atracción". Dos estrellas juntas pueden parecer dobles estrellas. ( Formación de sistemas de Estrellas Binarias». Universidad de Tennessee.)
DINASTÍAS ESTELARES
Según su modo de detección
Las binarias pueden estar muy separadas entre sí o muy cerca. A veces tanto, que llegan a intercambiar material. Por otra parte, su posición con respecto a nosotros, distancia y orientación relativa de sus órbitas con la nuestra producen un amplio abanico de tipos de binarias, algunas de las cuales pueden pertenecer a dos o más de esas clases.
Binarias visuales
En este tipo de binarias ambos componentes son visibles en la imagen. Suelen estar no muy lejos de nosotros y bastante alejadas entre sí. A pesar de su fácil observación, no suelen ser tan fáciles de detectar ya que sus períodos orbitales suelen ser del orden de cientos de años. Aunque si bien son casi siempre fácilmente visibles, son definitivamente las más complicadas de detectar, ya que la única forma es mediante la comparación minuciosa de fotos.
Binarias Eclipsadas
Es un sistema formado por dos estrellas cuyo plano orbital esta orientado hacia la Tierra, de tal modo, que desde nuestra perspectiva, sufren eclipses y tránsitos mutuos. El eclipse o tránsito puede ser total o parcial. A diferencia de otros conjuntos binarios, las binarias eclipsantes no permiten distinguir sus estrellas unas de otras.( Eclipsing Binary Simulation». Cornell Astronomy.)
Binarias astrométricas
Básicamente es el caso de las estrellas que tienen entre sí una enorme diferencia de masa, hasta tal punto que una de las dos estrellas resulta prácticamente invisible. Esto resulta muchas veces en que los períodos de oscilación son muy tenues y otra vez resulta un sistema difícil de detectar. Asada, H.; T. Akasaka, M. Kasai (27 September 2004). «Inversion formula for determining parameters of an astrometric binary» Plantilla:Arxiv.)
Binarias espectroscópicas
Algunas estrellas "únicas" tienen espectros superpuestos que se mueven periódicamente hacia el rojo y al azul, estos corrimientos se deben al efecto Doppler y son el resultado del desplazamiento de los componentes alrededor de un centro de masa.
ventajas en relación a la observación de otros fenómenos celestes
No requiere ajustarse a determinadas fechas de observación.
En cualquier lugar de la bóveda celeste siempre es máxima la posibilidad de encontrar uno de estos objetos.
La contaminación por iluminación artificial (ó lunar ) del cielo no entorpece el trabajo.
A excepción de un telescopio, no se requiere poseer instrumental muy sofisticado.
Según la configuración del sistema
Concepción de un artista de una Estrella variable cataclísmica.
Otra forma de clasificar las estrellas binarias es mediante las distancias entre las estrellas en comparación al tamaño de cada una de éstas. ( Nguyen, Q. «Modelo de Roche». Universidad del Estado de San Diego.
Binarias separadas
Son un tipo de estrellas binarias donde sus componentes se encuentran en el área donde la fuerza gravitacional de la estrella es mayor que la del otro componente, esto se conoce como Lóbulo de Roche. Las estrellas no tienen efecto entre ellas, por lo tanto se desarrollan casi separadamente.
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Binarias semiseparadas
Son estrellas donde uno de los componentes está en el lóbulo de Roche mientras que la otra no. En estos casos se genera transferencia de masa y gases entre una estrella y la otra. Ejemplos de este tipo son la estrella binaria de Rayos X y la estrella binaria cataclísmica.
Binarias de contacto
Son una estrella binaria donde los dos componentes llenan su lóbulo de Roche. En este caso las estrellas pueden llegar a fusionarse.
¿Cómo encontrás?
Aunque no parezca tan fácil, verdaderamente es muy sencillo ubicarla. Conocés la constelación de Orión o lo que es más conocido como las 3 marías? Bueno, Sirio es el "puntico" muy brillante que esta más a la derecha:
Para los que sólo cuenten con sus ojos. Si a ese "puntico" lo acercáramos mucho, empezaríamos a divisar a los dos "soles" que lo componen:
La pequeña estrella de abajo es efectivamente, lo que está actualmente catalogado como Sirio B.
Parámetros Observacionales
Básicamente, la posición relativa entre los astros se establece midiendo los siguientes parámetros:
Angulo de Posición ( PA ó theta ) : en grados, es el ángulo medido desde el Norte y hacia el Este, de 0° a 360°, hasta llegar a B, tomando como vértice del mismo a la componente A.
Separación Angular ( AS ó rho ) : en segundos de arco, es la distancia aparente que separa a las componentes A y B proyectadas ambas sobre la esfera celeste.
Si ambas estrellas tienen igual magnitud aparente, se considera componente A aquella que se encuentra más hacia el Norte; en sistemas de más de dos estrellas, una tercer componente se denominaría C y así sucesivamente siguiendo el orden del alfabeto griego, y toda posición debe referirse siempre a la componente.
Curiosidades de las estrellas dobles.
La gran distancia entre los componentes, como a su vez las diferencias de color hacen de Albireo una de las binarias visuales más fáciles de ver en el espacio. El miembro más brillante, es el tercer miembro más brillante de la constelación de Cygnus.
Representación artística de un planeta y su luna en un sistema con estrella binaria.
Sirius, la estrella binaria la más brillante en el cielo de noche, con una magnitud aparente de -1.46. Está localizada en la constelación de Canis Canis Major. En 1844 Friedrich Bessel dedujo que Sirius era Binario. En 1862 Alvan Graham Clark descubrió el compañero (Sirius B; La estrella visible es Sirius A). En 1915, astrónomos del Observatorio Monte Wilson, determinaron que Sirius B era una enana Blanca, la primera en ser descubierta. En el 2005 usando el telescopio espacial Hubble, los astrónomos determinaron que Sirius B tenía un diámetro de 12000km, con una masa del 98% del sol.
Un ejemplo de una binaria eclipsante es Almaaz, en la constelación Auriga. El componente visible pertenece a la clase espectral F0, el otro componente no es visible.
Beta Lyrae, el cual es una estrella binaria en contacto en la constelación de Lyra. Las dos estrellas están tan cerca, que el material de la Fotósfera de cada una es intercambiado entre éstas. La forma de estas estrellas se ve afectada gracias al contacto mutuo entre ellas.
Las estrellas binarias pueden ser encontradas con casi cualquier tipo concebible de separación, con pares que orbitan lo suficientemente cerca que prácticamente tienen contacto entre ellas, hasta pares que están separados por grandes distancias, por lo que la única forma posible de indicar que son binarias, es mediante el movimiento propio que se da en el espacio.
Planetas Alrededor de estrellas binarias
La ciencia ficción ha usado planetas con sistemas binarios y terniarios en sus escenarios. En realidad algunos rangos de órbitas serían imposibles por razones dinámicas. . Los planetas que orbitan nada más una estrella del sistema binario se dice que tienen una órbita "Tipo-S", o aquellos que giran alrededor de dos estrellas se dice que tienen órbitas "Tipo-P” (Elisa V. Quintana, Jack J. Lissauer (2007).)
CONCLUSIONES
Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas común.
Las estrellas binarias le proveen a los astrónomos el mejor método para determinar la masa de una estrella distante.
La gravedad de las estrellas hace que éstas giren alrededor de centros de masa. Dependiendo de la órbita de las estrellas en la binaria visual, o según la variación del espectro en la Binaria Espectroscópica, la masa de la estrella puede ser determinada.
En estos sistemas la estrella de mayor masa usualmente esta designada como 'A', y su compañera como 'B'. Éste es el caso de la secuencia principal de Sirius, donde encontramos a Sirius A, junto a una Enana Blanca Sirius B. Aun así, si las estrellas se encuentran separadas por una gran distancia, pueden ser designadas con un superíndice, como por ejemplo Zeta Reticuli.
A través del telescopio se detectean muchas estrellas dobles que parecían simples. Sin embargo, cuando están muy próximas, sólo se detectan si se estudia su luz mediante espectroscopia
BIBLIOGRAFIA
• DOCOBO DURANTEZ, J. A. Estrellas dobles. Colección "Biblioteca de divulgación científica. Serie Astronomía, 10". Madrid: Equipo Sirius, S.A , 10/1992. ISBN 84-86639-61-1 e ISBN 978-84-86639-61-7.
• CLARET DOS SANTOS, Antonio...[et. al.]. Parámetros absolutos en estrellas binarias con movimiento apsidal. Tesis-Universidad de Granada. Colección "Tesis doctoral". Granada: Editorial Universidad de Granada, 12/1992. ISBN 84-338-1670-5 e ISBN 978-84-338-1670-2.
• VIDAL ABASCAL, Enrique. Cálculo de órbitas de estrellas dobles visuales. Madrid: Consejo Superior de Investigaciones Científicas, 01/1953. ISBN 84-00-01114-7 e ISBN 978-84-00-01114-7.
• VIDAL ABASCAL, Enrique. Sobre las órbitas aparentes de las estrellas dobles. Tomo 6. Madrid: Consejo Superior de Investigaciones Científicas, 01/1947. ISBN 84-00-01116-3 e ISBN 978-84-00-01116-1.
• COMELLAS, José Luis. Catálogo de estrellas dobles visuales. Colección "Colección Praxis". Madrid: Equipo Sirius, 05/1988. ISBN 84-86639-10-7 e ISBN 978-84-86639-10-5.
REFERENCIAS
1. Formación de sistemas de Estrellas Binarias». Universidad de Tennessee.
2. «Terminos de Estrellas Binarias». Community College of Rhode Island.
3. «Binarias Visuales». Universidad de Tennessee.
4. «Binairas y Estrellas Variables». Un paseo por la Galaxia.
5. Bock, D. «Colición de Estrellas Binarias de Neutrones». NCSA.
6. Gossman, D. (October de 1989). «Light Curves and Their Secrets» Sky & Telescope. pp. 410.
7. «Eclipsing Binary Simulation». Cornell Astronomy.
8. Asada, H.; T. Akasaka, M. Kasai (27 September 2004). «Inversion formula for etermining parameters of an astrometric binary» Plantilla:Arxiv.
9. «Astrometric Binaries». University of Tennessee.
10. Nguyen, Q. «Modelo de Roche». Universidad del Estado de San iego.
11. Boss, A.P. (1992). «Formación de Estrellas Binarias», (eds.) J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo (ed.). The Realm of Interacting Binary Stars, pp. 355. ISBN 0-7923-1675-4.
